Žeň objevů – rok 1989

• 1. Sluneční soustava
• 2. Hvězdy a mezihvězdná látka
• 3. Galaxie a kvasary
• 4. Kosmologie a fyzika
• 5. Přístroje, observatoře, astronomové

Přehled o pokrocích astronomie v uplynulém roce věnuji památce Tatiany Fabini (1943–1989) z Bratislavy, vědecké novinářky a redaktorky časopisu Kozmos, Tomáše Skandery (1923–1989) ze Vsetína, zakladatele a prvního ředitele tamější lidové hvězdárny, a Františka Matěje (1911–1989) z Prahy, dlouholetého obětavého funkcionáře Čs. astronomické společnosti.

1. Sluneční soustava

Uplynulý rok byl v astronomii přímo i nepřímo poznamenán prudkým růstem sluneční činnosti. Právě probíhající 22. cyklus jedenáctileté periody by měl podle rozličných odhadů dosáhnout maxima již v dubnu 1990 a téměř se vyrovnat dosud rekordnímu maximu v 19. cyklu na přelomu let 1957–1958, kdy vyrovnané měsíční relativní číslo dosáhlo hodnoty R = 201. V roce 1988 bylo už průměrné měsíční relativní číslo R = 100, takže nynější cyklus bude zřejmě mimořádně krátký: maximum předešlého 21. cyklu nastalo totiž teprve v r. 1981. Po celou dobu se dařilo na umělých družicích Nimbus 7 a SMM měřit s nebývalou přesností hodnotu sluneční „konstanty“, tedy množství záření, jež dopadá na jednotku plochy za jednotku času ve vzdálenosti 1 AU od Slunce. J. R. Hickey aj. ukázali, že během poklesu sluneční činnosti v průběhu 21. cyklu klesal zářivý výkon Slunce o 0,02 % za rok, ale v r. 1986 se pokles zastavil a od té doby výkon Slunce opět stoupá, čili čím více skvrn, tím vyšší zářivý výkon Slunce, za což mohou fakulová pole s přebytkem záření. Podle těchto měření činí sluneční konstanta v průměru 1 371 W/m² a v maximu stoupne o 0,1 % v porovnání s minimem.

Obětí rostoucí aktivity Slunce se naneštěstí stala i družice Solar Maximum Mission (SMM), která minulé maximum zčásti propásla kvůli závadě na slunečním panelu. Závadu sice po čtyřech letech provozu astronauti odstranili, ale to už bylo dávno po maximu. Od té doby pracoval „Solar Max“ skvěle, jenže znovu rostoucí sluneční činnost se projevila zvýšením hustoty zemské atmosféry, a tím rychlejším sestupem družice do hustých vrstev ovzduší, kde zanikla nad Indickým oceánem poblíž Srí Lanky 3. prosince 1989. Toto „vymetání kosmického smetí“ v rozedmuté atmosféře Země likviduje podle L. Perka v době slunečního maxima všechny družice i jejich úlomky se střední výškou menší než 550 km. Zvlášť dramaticky se to projevuje těsně po velkých slunečních erupcích, kdy hustota zemské atmosféry v dané výšce nad Zemí roste skokem a stejně tak se mění i dráhové elementy umělých těles. Během dvou velkých erupcí v r. 1989 ztratila tak sledovací služba NORAD identifikaci pro 6 000 drah těles v nízkých výškách. Během jediného obletu činily skoky ve výšce nad Zemí pro některá umělá tělesa i více než 1 km!

Největší erupci za posledních pět let o celkové energii 10²⁵ J pozorovali astronomové 6. března minulého roku. Erupce vznikla uvnitř rozsáhlé (plocha 50násobně větší než disk Země) skupiny slunečních skvrn, která byla na Zemi vidět i očima. V téže skupině skvrn se o čtyři dny později objevila tzv. bílá erupce, viditelná i v integrálním světle. Jejím následkem byla intenzivní polární záře ve dnech 12.–13. března a rozsáhlý výpadek proudu na vedeních vysokého napětí v kanadské provincii Quebec. Výpočty ukázaly, že kdyby se v té době za hranicemi zemských radiačních pásů nacházeli kosmonauti, obdrželi by smrtelnou dávku záření v kterémkoliv ze současných typů kosmických lodí.

Podle J. R. Kuhna aj. se změny ozáření Země během cyklu sluneční činnosti odrážejí v kolísání klimatu, ale nikoliv při krátkodobých změnách počasí, jež se vytváří převážně v nízké atmosféře Země, kam sluneční vliv prakticky nezasahuje. Naproti tomu se P. Kaufmannovi aj. podařilo odhalit vliv vpádu meteoroidů do zemské ionosféry během mimořádné meteoritické „spršky“ koncem června 1975. Sprška byla rozpoznána seizmometry na Měsíci, když četnost impaktů ve zmíněném období přesáhla o řád běžné pozadí. Autoři soudí, že oblak meteoroidů měl průměr 0,1 AU a hmotnost 10¹¹ kg, z toho 1 800 kg úlomků narazilo na Měsíc a 24 t na Zemi (to je o řád více materiálu, než kolik Země každoročně získá od nejvydatnějšího meteorického roje Geminid). Tento vpád kosmické hmoty se projevil poruchami v šíření rádiových signálů velmi nízké frekvence v zemské ionosféře a zvýšenou ionizací vrstev E a D. K. Brecher již před časem uvažoval o vztahu mezi touto sprškou, Tunguzským meteoritem z 30. června 1908 a canterburským měsíčním meteoritem z 25. června 1178. Všechny tyto úkazy mají navíc souviset s Enckeovou kometou.

Ještě podivnější souvislost týkající se sluneční činnosti ohlásil R. Davis, jenž se svou skupinou již od r. 1970 registruje sluneční neutrina v nádrži s perchloretylenem v podzemí dolu Homestake v Jižní Dakotě. Zjistili, jak známo, že v průměru je počet neutrin (2,1 ±0,3 SNU) zachycených detektorem asi třikrát nižší, než jak vyplývá z modelů slunečního nitra (5,8 ±1,3 SNU). Nicméně v roce 1972 pozorovali podstatně vyšší signál po velké sluneční erupci a totéž se jim stalo i v době minulého slunečního maxima v r. 1981. Během let 1986–1988 obdrželi dokonce střední hodnotu toku neutrin (4,2 ±0,8) SNU. O ověření možné korelace se pokusili K. S. Hirata aj. na základě okamžitých měření příchodu slunečních neutrin v japonském experimentu Kamiokande v letech 1983–88, avšak souvislost mezi erupcemi a počty neutrin nenalezli. V průměru naměřili 46 % očekávaného počtu neutrin. To by mohlo znamenat, že erupce produkují „něco“, co usnadňuje přeměny chlóru na argon v Davisově experimentu, nikoliv však neutrina. Současná situace je značně nepřehledná i pro specialisty, a tak se s napětím čeká na výsledky dalších experimentů, které se rozběhly zejména v SSSR a v Itálii.

Džina jednou vypuštěného z láhve však už nelze zapudit zpět. Na tenerifské konferenci v září 1988 se objevilo více nápadů, jež dávají do souvislosti sluneční činnost s ději ve slunečním nitru. Je-li tomu tak, pak se snad fyzikální převodní mechanismus podaří odhalit studiem akustických oscilací Slunce, tedy tzv. helioseizmologií. K. G. Librecht aj. měřili oscilace slunečního povrchu na 60 000 snímků, pořízených v minutových intervalech na observatoři Big Bear v průběhu čtyř měsíců. Obrovský objem dat zpracovali na superpočítači Cray a spotřebovali na to další čtyři měsíce výpočetního času. Získaná data postačila k prozkoumání vnějších 60 % slunečního poloměru. Diferenciální rotace, známá z pozorování skvrn na slunečním povrchu (u rovníku činí délka otočky 25 dnů, kdežto u pólů 36 dnů), se projevuje i pod povrchem Slunce do hloubky 30 % poloměru – tam se nachází dno konvektivní zóny. V této vrstvě vzniká proměnné magnetické pole Slunce, jehož vynořování na povrch bezprostředně souvisí se sluneční činností. Pode dnem konvektivní vrstvy rotuje Slunce prakticky jako tuhé těleso s periodou 27 dnů. Pozorovaná diferenciální rotace vnějších vrstev tedy úzce souvisí s existencí konvektivní vrstvy, ale podstata vzniku konvektivní vrstvy je stále nejasná. Proto také nejsme dosud s to vysvětlit příčinu cyklicky proměnné sluneční činnosti.

V tomto smyslu se další komplikací stalo zjištění J. F. Kerridge, který studoval obsah nuklidu ¹⁵N ve vzorcích měsíční půdy. Povrch měsíčního regolitu je totiž po miliardy let bombardován částicemi slunečního větru, které v něm ulpívají, a tak se chemické složení tenké povrchové vrstvičky regolitu dlouhodobě mění. Zatímco přímé studium slunečního větru v meziplanetárním prostoru umožňuje měřit izotopové složení pouze u nuklidů helia, v měsíčních vzorcích můžeme měřit zastoupení nuklidů pro H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si a Fe. Z toho H, He, C, N a Ne normálně na Měsíci chybějí, jelikož jsou za podmínek, které na Měsíci panovaly, silně těkavé. Porovnáním vzorků různě dlouho vystavených působení slunečního větru se tak došlo k překvapivému výsledku, že pro helium i dusík se poměr základních nuklidů zřetelně mění s časem. Zejména nečekané je výrazné zvýšení zastoupení nuklidu ¹⁵N, které za poslední tři miliardy let vzrostlo nejméně o polovinu. Chemické složení slunečního větru odpovídá chemickému složení vnější vrstvy sluneční konvektivní zóny, kde podle dosavadních názorů k žádnému chemickému vývoji za ony 3 miliardy let nemělo docházet. K dosud nerozřešenému problému slunečních neutrin tak přibývá další zádrhel a odtud plynoucí otázka: když máme tak závažné potíže s fyzikou Slunce, jak tomu asi je při výzkumu ostatních vzdálenějších hvězd?

Pro výpočty slunečních modelů je důležité znát co nejpřesněji celkové stáří Slunce, a to lze podle D. B. Guenthera nejspolehlivěji odvodit z radioaktivního datování stáří meteoritů. Podle kompilace současných měření pak vychází stáří Slunce (4,49 ±0,04) miliardy let. J. A. Eddy aj. se zabývali retrospektivním studiem sluneční činnosti za poslední dvě tisíciletí. Využili k tomu zpráv o výskytu očima viditelných slunečních skvrn v orientálních kronikách od 2. stol. př. Kr. do r. 1609, kdy byl vynalezen dalekohled. Taková pozorování jsou zcela vzácná; našli totiž pouze 200 kladných hlášení. Vesměs jde o pozorování v horní polovině předpokládaných cyklů, kdy okamžité relativní číslo R > 120. Žádné skvrny viditelné očima nebyly pozorovány během dlouhodobých minim 1420–1530 a 1645–1715 (tzv. Spörerovo a Maunderovo minimum).

Zdá se, že tehdejší pozorovatelé by měli větší úspěch, kdyby prostě jednoznačně věděli, že se skvrny na Slunci mohou vyskytovat. Svědčí o tom zajímavý pokus J. E. Mossmana, který v letech 1981–1982 po dobu 13 měsíců pozoroval Slunce pouhým okem během 233 dnů, a z toho ve 170 dnech na něm rozpoznal skvrny. Věrohodnost pozorování si dodatečně ověřoval pomocí dalekohledu, přičemž pozoroval přednostně před západem Slunce anebo skrze přiměřeně hustá oblaka. Používal také bezpečného neutrálního filtru, který ovšem starověcí pozorovatelé k dispozici neměli. Celkem tak na Slunci spatřil v uvedeném období kolem maxima 21. cyklu 278 skvrn, nejvíce 5 skvrn při jednom pozorování. Často byl schopen rozlišit i tvar skvrn a jejich kontrast vůči jasnému pozadí slunečního kotouče; mohl dokonce sledovat vývoj izolovaných skvrn ze souvislé „čáry“ a jiné detaily. K vizuálnímu rozlišení skvrny stačí, aby její úhlový průměr dosáhl 0,4´, odpovídající lineárnímu průměru necelých 20 000 km. Optimální podmínky pro rozlišení skvrn nastávaly 9–12 minut před tím, než se sluneční kotouč dotkl obzoru. Zkušení amatéři by se mohli pokusit Mossmanova pozorování zopakovat právě v letošním roce, když už v r. 1989 byla řada příležitostí pozorovat skvrny viditelné očima i za podprůměrných pozorovacích podmínek dokonce uprostřed velkoměst.

Rostoucí sluneční činnost se i u nás projevila mimořádně intenzivními polárními zářemi v březnu a listopadu 1989. Dnešní znalosti vzniku polárních září jsou výrazně ovlivněny pokroky ve fyzice plazmatu, ve studiu projevů sluneční činnosti, podmínek šíření slunečního větru a jeho interakce se zemskou magnetosférou, jak o tom pojednali v přehledových článcích L. Lanzerotti, C. Uberoi a S. Akasofu. Počátek všeho se nachází ve sluneční koróně o teplotě 1 MK, odkud se přebytečná energie dostává do meziplanetárního prostoru prostřednictvím slunečního větru – tedy elektricky nabitých elektronů, protonů i iontů o průměrné rychlosti 400 km/s. V místech koronálních děr se však rychlost částic slunečního větru zvyšuje, a právě tyto svazky jsou odpovědné za zvýšení počtu a intenzity polárních září na Zemi. Obvykle se na Slunci vyskytují dvě velké protilehlé koronální díry, takže na Zemi pozorujeme maxima polárních září co dva týdny, každé o trvání jeden týden. Mechanismus vzniku polárních září se podobá mechanismu vzniku slunečních erupcí; jde tedy o fyziku plazmatu v komplexních magnetických polích.

Nadzvukově proudící sluneční vítr vytváří ve vzdálenosti 14 ÷ 16 R_Z na „návětrné“ straně obloukovou rázovou vlnu při setkání s magnetickým polem naší Země. Poloha oblouku kolísá podle intenzity sluneční činnosti. Na závětrné straně je zemské magnetické pole vytaženo do dlouhého chvostu o délce přes 1 000 R_Z. V magnetickém chvostu tráví Měsíc během každého oběhu kolem Země zhruba týden. V zemské magnetopauze se tlak slunečního větru vyrovnává s tlakem zemského magnetického pole. Ionty a elektrony slunečního větru se podél magnetopauzy odchylují opačnými směry, a tím vzniká elektrický proud. Jde vlastně o magnetohydrodynamický generátor s výkonem řádu 10¹² W. Kolem magnetických pólů Země vznikají svítící ovály, přičemž ranní ovál je nabitý kladně a večerní záporně. Jelikož elektrony jsou podstatně pohyblivější než protony, jsou proudy ve večerním oválu výrazně větší. Během geomagnetických bouří se ovály posouvají k zemskému rovníku, a tím si vysvětlujeme, proč jsou tehdy polární záře viditelné v nižších zeměpisných šířkách.

Proudící elektrony se postupně dostávají přes van Allenovy radiační pásy při změnách magnetického pole Země, které jsou vyvolány prstencem elektrického proudu na rozhraní mezi oběma pásy ve vzdálenosti 3 ÷ 4 R_Z, až do oblasti ionosféry ve výškách 1 000 ÷ 100 km. Když se tyto rychlé elektrony srážejí s atomy kyslíku a dusíku, jsou atomy excitovány, popřípadě ionizovány. Následná rekombinace působí pozoruhodné světelné efekty, které souhrnně nazýváme polární záře. Ve výškách 300 ÷ 400 km nad Zemí vzniká souvislá červená záře vyvolaná méně energetickými srážkami s atomy kyslíku. Rychle proměnné paprsky zelené barvy vznikají srážkami s atomy kyslíku ve výškách 110 ÷ 250 km. Konečně modré a červené pruhy jsou výsledkem srážek atomů dusíku s energetickými elektrony o energiích 1 keV ve výšce kolem 110 km.

Mikropulzace intenzity polární záře s periodou od 1 sekundy do několika minut je důsledkem obdobných změn zemského magnetického pole relativně až o 2.10^-5 nominální hodnoty. Studium polárních září má i docela praktický význam pro předpovědi spolehlivosti dálkového rádiového spojení, ale zejména pro linková i silová elektrická vedení. Jsou známy případy poškození transatlantských a dálkových kabelů v letech 1956 a 1972 a častější velkoplošné výpadky silnoproudých rozvodů.

Výsledky studia polárních září obohacují fyzikální studium interakce magnetosfér s plazmatem také u obřích planet sluneční soustavy, v pulzarech a jádrech galaxií. Naopak zase P. Woodward a P. Colella ukázali, jak lze metod studia konvekce a supersonického proudění ve hvězdných atmosférách využít při zlepšení předpovědí počasí na Zemi. Navzdory značnému pokroku ve sběru dat i numerickému zpracování předpovědí počasí v posledních desetiletích nejsou totiž výsledky nijak omračující. Střednědobé předpovědi selhávají nejpozději po 7 dnech. Proto meteorologové jako novinku zavádějí odhad věrohodnosti předpovědi. Výpočet předpovědi se zkrátka zopakuje s nepatrně odlišnými vstupními daty simulujícími nejistoty měření. Jestliže je přesto výsledek předpovědi zhruba týž jako při prvním výpočtu, je meteorologická situace stabilní a předpověď věrohodná. V opačném případě dá druhý výpočet podstatně odlišnou předpověď a věrohodnost předpovědi je nižší.

Lze však také postupovat „hrubou numerickou silou“. Do paměti superpočítače prostě uložíme všechny meteorologické stavy, které v dané oblasti nastaly v posledních 40 letech. K okamžité meteorologické situaci se najde nejlepší historická analogie a zkoumá se, jak se tehdy počasí dále vyvíjelo. Tak se dá předvídat trend počasí až na 90 dnů dopředu, ale výsledky jsou dosud nepříznivé – úspěšnost dlouhodobé předpovědi činí pouze 8 %, a pokud jde o předpověď dešťových či sněhových srážek, dokonce jen 4 %. Je zřejmé, že pro tento obtížný obor přesně sedí slova hollywoodského magnáta S. Goldwyna: „Předvídání je neobyčejně obtížné – zvláště pak, jde-li o budoucnost.“

Obraťme se proto raději k jistější minulosti. J. Guiot aj. studovali vývoj klimatu na Zemi v posledních 140 000 letech. Zjistili, že největší zalednění nastalo před 110 000 lety, kdežto poslední oteplení začalo před 12 000 lety. To je v uspokojivé shodě s výsledky J. T. Overpecka aj., kteří počátek oteplování kladou do období před 12 600 lety. Během ledových dob klesá teplota pevniny až o 12 ºC. Spolehlivé údaje o vývoji klimatu poskytují zejména letokruhy dubů z období až 7327 př. Kr. Podle týchž autorů postupné vyvrásňování Himálaje a And zvyšuje ochlazování během ledových dob. Dnes nám ovšem hrozí právě opačné nebezpečí výrazného oteplení zemského povrchu. Za posledních 130 let stoupla průměrná teplota zemského povrchu o 0,7 ºC a pět nejteplejších let uvedeného období spadá vesměs do osmdesátých let tohoto století! Zřejmě jde o počínající růst skleníkového efektu, vyvolaný mimo jiné nárůstem obsahu CO₂ v zemské atmosféře z hodnoty 3,15.10^-4 na 3,50.10^-4 (a to jsme ještě chráněni dobrou „samočistící“ schopností rozhraní atmosféra – oceán, neboť jinak by bylo zastoupení CO₂ dnes dokonce 50krát vyšší než v r. 1858!). Očekává se, že v příštím století se působením skleníkového efektu Země ohřeje ještě nejméně o 1 ºC a hladina světového oceánu stoupne o plný 1 m, což způsobí lidstvu nesmírné obtíže. Potvrzují to také družicová měření v letech 1982–1988, která zpracoval A. E. Strong. Ve zmíněném období stoupala teplota světového oceánu v průměru o 0,1 ºC ročně.

Proudění v zemské atmosféře ovlivňuje dokonce měřitelně rychlost zemské rotace, a to zejména pokud jde o krátkodobé variace v rozmezí 30 ÷ 700 dnů. Výměna hybnosti s atmosférou probíhá zejména na rozsáhlých plochách oceánů. Výměna hybnosti mezi jádrem a pláštěm Země se projevuje v kolísání periody zemské rotace na časové stupnici několika let. Přesné datování okamžiku zatmění Slunce v Ugaritu dne 5. března 1223 př. Kr. umožnilo T. de Jongovi a W. van Soldtovi potvrdit sekulární prodlužování délky dne tempem 2 ms/100 let.

Řada autorů se zabývala důsledky impaktů velkých a hmotných těles na zemský povrch ve velmi vzdálené minulosti. Takové úkazy byly zvláště početné v době těžkého bombardování v čase -4,6 až -3,8 miliardy let, kdy podle S. van den Bergha vzniklo na Zemi kolem 3 000 kráterů s průměrem nad 100 km a 25 bazénů s průměrem nad 1 000 km. K největšímu střetu došlo pravděpodobně v samém počátku existence Země při tečném nárazu tělesa o hmotnosti srovnatelné s dnešní hmotností Marsu rychlostí přibližně 11 km/s. Právě tato událost měla vést k vytvoření Měsíce. Uvolněná kinetická energie 5.10³¹ J by měla stačit k roztavení celé Země – k tomu je třeba, aby teplota zemského pláště dosáhla 1 500 ºC. J. Melosh zjistil, že skutečná teplota pláště po impaktu by měla být alespoň 3 000 ºC, a v tomto stavu by Země existovala po tisíciletí. Háček je v tom, že geochemici nenašli žádné jednoznačné důkazy takového tavení hornin pláště, ačkoliv podle M. Gaffeyho by měly Zemi ohřát už předešlé dopady menších těles. Země by měla být těmito dopady zcela roztavena už v době, kdy akumulací drobných planetesimál dosáhla 60 % konečné velikosti.

O významné roli velkých dopadů při utváření všech planet sluneční soustavy svědčí i celkový „nepořádek“ v dráhových parametrech, sklonech rotačních os a periodách rotace řady planet. Jak známo, dráha Merkuru je výstředná a silně skloněná k rovině ekliptiky, Venuše má pomalou retrográdní rotaci, Země vykazuje silně skloněnou polohu rotační osy, Uran rotuje „naležato“ vůči oběžné rovině podobně jako Pluto. Proto van den Bergh považuje sluneční soustavu za docela nebezpečné místo pro život v dlouhodobé perspektivě. N. H. Sleep aj. potvrzují, že prakticky nebylo možné, aby před více než 3,8 miliardy let byl na Zemi život, jelikož impakty vedly k odpařování prvotních oceánů. K úplnému vypaření veškeré vody v dnešním oceánu by stačila energie 2.10²⁸ J, kterou získáme nárazem tělesa o hmotnosti 1,3.10²⁰ kg (planetky o průměru pouhých 440 km) při rychlosti 17 km/s.

Pozdější impakty nebyly sice již tak ničivé, ale jejich vliv na světovou ekologii rozhodně nelze podceňovat. Soustavné studium důsledků těchto impaktů může pomoci nově posuzovat tak aktuální problémy, jako je nukleární zima, vliv odlesnění celých kontinentů, projevy kyselých dešťů, pokles zastoupení ozonu a růst skleníkového efektu. Při relativně častých dopadech planetek o průměru 10 km rychlostí 20 km/s se uvolní kinetická energie 2,6.10²³ J, což vede k vyhloubení kráteru o průměru 150 km na pevnině a 60 km v oceánu. V obou případech se následkem impaktu asi na půl minuty odstraní zemská atmosféra, takže vyvržený materiál se pohybuje kolem Země ve vakuu po balistických drahách. Požáry rostlin uvolní přibližně 7.10¹³ kg sazí. Při dopadech do oceánu se ničivě projeví supertsunami s vlnami vysokými několik kilometrů.

Následky jsou pro jakýkoliv život přirozeně velmi nebezpečné – tak na rozhraní permu a triasu před 210 miliony lety vyhynulo 94 % všech živočišných druhů tehdy žijících na Zemi. S myšlenkou masových vymírání následkem kosmických katastrof – impaktů přišel patrně jako prvý estonský astronom E. J. Öpik již v r. 1958. Tato idea získala na publicitě po zveřejnění Alvarezovy studie o anomálním zastoupení iridia ve vrstvě staré 65 milionů let, na rozhraní druhohor a třetihor. Deset let od zveřejnění této domněnky ukázalo, že je to vskutku nosná myšlenka. M. Zhao a J. L. Bada našli ve vzorcích Stevns Klint v Dánsku dvě aminokyseliny, které jsou na Zemi velmi vzácné, ale zato hojné v uhlíkatých chondritech. M. I. Venkatesan a J. Dahl zase objevili stopy sazí z lesních požárů ve vzorcích z Nového Zélandu, Itálie a Dánska.

Značnou pozornost vzbudila též identifikace impaktního kráteru Manson v severozápadní části státu Iowa v USA. Kráter je skryt pod mnoha desítkami metrů tlustou vrstvou ledovcových usazenin, takže není na povrchu patrný. Jeho průměr je však překvapivě malý – pouze 35 km, ač podle globálních účinků se čekal kráter čtyřikrát větší. Radioaktivní stáří vychází na (65,7 ±1) milionů roků. M. J. Kunk aj. usuzují, že kráter vznikl bezmála tečným dopadem velkého tělesa, čímž lze vysvětlit malé rozměry kráteru. Pokud jde o vymírání veleještěrů, které paleontologové rozestírají na dlouhý časový interval v rozporu s impaktní příčinou vymírání, uvádí van den Bergh, že jelikož dinosauři žili na Zemi úhrnem 150 milionů let a jejich průměrný věk byl asi 15 let, pak z každých 10 milionů dinosaurů jen jeden žil (a mohl tedy vyhynout) během zmíněné katastrofy. Přirozeně je nepatrná pravděpodobnost, že se nám podaří jeho pozůstatky najít.

Podle R. Grieveho je ovšem podivné, že nenacházíme žádná masová vymírání pro krátery o průměru až 45 km a stáří až 50 milionů let, jichž je na Zemi nyní známo úhrnem již 120. Přes velké množství dat, která získali geologové, paleontologové, geochemici, astronomové a pracovníci hraničních oborů, je tedy situace stále nepřehledná. O impaktech vlastně nikdo nepochybuje, ale o jejich katastrofálních důsledcích pro život, ba i pro samotnou zemskou kůru, oceány a atmosféru, jsou stále pochybnosti, neboť mnoho výsledků si navzájem protiřečí.

Ze současných ohrožení se ovšem stále věnuje nejvíce pozornosti sezonnímu výskytu ozonové díry nad Antarktidou. Po příznivém „teplém“ roce 1988, kdy pokles koncentrace ozonu činil maximálně 15 %, přišel vysoce nepříznivý rok 1989, kdy již počátkem října klesla koncentrace ozonu na 50 % nominální hodnoty. Jelikož se nečekaně brzo rozpadl polární vír, „utrhly“ se části díry a odpluly do nižších zeměpisných šířek nad Falklandy a do Jižní Ameriky. Nicméně obdobné „utržení“ bylo předtím pozorováno v prosinci 1987 nad Austrálií (pokles koncentrace ozonu o 20 %), ale skoro určitě bylo vyvoláno zvýšenou vulkanickou činností. Navíc je koncentrace ozonu v atmosféře závislá na sluneční činnosti.

Jak uvádějí D. J. Hofmann aj., v lednu 1989 bylo ve stratosféře nad Antarktidou mimořádně chladno – naměřené teploty dosáhly minima 92 ºC, což je již hodnota příznivá pro narušování molekul ozonu (kritická teplota je 85 ºC). Nicméně úbytek ozonu dosáhl stěží 3 % ve výškách 22 ÷ 26 km nad povrchem Země a tato „minidíra“ se rychle zacelila, neboť severní polární vír ve vysoké atmosféře se rozpadl ještě před nástupem arktického jara.

Jelikož zeslabení ozonové vrstvy se projevuje ničením fytoplanktonu, který pak nemůže spotřebovat dostatečné množství CO₂ v atmosféře, vede to nepřímo ke zvětšení skleníkového efektu. Podle F. S. Rowlanda činí zvýšení teploty povrchu Země vlivem skleníkového efektu CO₂ a CH₄ plných 34 ºC (nebýt tohoto efektu, je Země nevratně zamrzlá!), ale mnozí autoři soudí, že již pozorujeme projevy růstu skleníkového efektu, jak o tom svědčí nepřetržité zvyšování hladiny světového oceánu v posledních 50 letech rychlostí 2,4 mm/r.

Proto W. Sefritz a nezávisle M. Mautner a K. Parks navrhli výhledově připravit projekt přímého stínění slunečního záření dopadajícího na Zemi vybudováním „kosmického stínítka“ v Lagrangeově bodě L₁ soustavy Slunce-Země. Jak známo, objekt v Lagrangeově libračním bodě v něm bez působení vnější síly setrvává, a jelikož L₁ leží uvnitř spojnice Slunce-Země, vyvolává potřebný stínící účinek neustále. Orientačně se odhaduje plocha stínítka 4,5.10⁶ km², což by zmenšilo sluneční záření dopadající na Zemi o 3,5 %. Následkem toho by se teplota povrchu Země snížila o 2 ÷ 5 ºC. Náklady na zbudování takového štítu by byly srovnatelné se současnými světovými náklady na zbrojení. Samozřejmě by bylo schůdnější řešit problém aktivně, snížením koncentrace skleníkových plynů v zemské atmosféře, ale je otázka, zda se to vůbec zdaří – jinak by bylo stínění druhým nejlepším řešením.

Jak se zdá, mohou astronomické metody zdárně zasáhnout do řešení další svízelné geofyzikální úlohy, jíž je předpovídání ničivých zemětřesení. Především lze kosmickou triangulací za pomoci umělých družic získat vysoce přesné trojrozměrné mapy zemského povrchu a na nich hledat nepatrné posuvy během času, jež zpětně umožňují předvídat blížící se silná zemětřesení. Podle H. Huie aj. lze k témuž cíli využít také mimořádně přesných měření kolísání délky dne a zeměpisné šířky metodami soudobé astrometrie. Tak se znovu potvrzuje přednost integrace přírodovědeckých poznatků pro vskutku různorodé vysoce praktické aplikace. Pro náš obor je jistě potěšující, že zdánlivě nepraktická astronomie tu přináší podněty tak nesporně užitečné.

Astronomie sama může být zase ovlivněna disciplínami na první pohled zcela nesouvisejícími, jak ukazují geologické výzkumy G. E. Williamse v jižní Austrálii. Studoval tam laminace usazenin a nalezl v nich řadu periodicit, přisouzených nejprve sluneční činnosti, jak jsem o tom už v předešlém přehledu referoval. Nová analýza měření však ukázala, že laminace vrstviček je vyvolána proměnlivým slapovým působením Měsíce. Odtud bylo možné postupně odvodit, že před 650 miliony let měl jeden rok 400 dnů a jedna lunace trvala 30,5 dne, takže rok zahrnoval 13,1 lunace. Měsíc byl tehdy nejméně o 3 % dnešní vzdálenosti blíže k Zemi. Přesné výpočty současné dráhy Měsíce vůči Zemi v letech 1750–2125 ukázaly, že okamžitá vzdálenost Měsíce od Země kolísá v širších mezích, než uvádějí příručky. Podle těchto výpočtů byl Měsíc nejblíže Zemi 4. ledna 1912 – pouze 356 375 km – a nejdále od Země bude 3. 2. 2125 – plných 406 720 km. Proměnná vzdálenost vyvolává i zřetelné kolísání jasnosti Měsíce v dané fázi – v poměru 1,25 : 1.

V loňském roce se podařilo pozorovat očima rekordně mladý Měsíc pouze 13 h 24 min po novu. Stalo se to v Houstonu dne 5. května zhruba 20 minut po západu Slunce (předešlý rekord 14 h 30 min byl ustaven v Anglii v r. 1916). Konečně pak G. Kolovos aj. zveřejnili snímek krátkého jasného záblesku poblíž měsíčního terminátoru ze dne 23. května 1985. V té době byl Měsíc starý 3,8 dne a autoři pořizovali sekvenci sedmi snímků, které jsou identické, až na to, že na 4. snímku je patrný svítící bod. Sekvence snímků tak klade horní mez pro trvání záblesku na 16 s. Autoři uvádějí, že taková krátkodobá zjasnění už mnohokrát předtím pozorovali v dalekohledu vizuálně astronomové amatéři i profesionálové. Katalog přechodných úkazů na Měsíci, publikovaný v roce 1978, obsahuje zprávy o 1 468 úkazech, jejichž realita se ovšem těžko ověřuje. Fotografický dokument je v tomto smyslu nadějnější a autoři soudí, že jde o následek výronu plynu z podpovrchových vrstev, v němž působením piezoelektrického efektu dojde k elektrickému výboji. Výrony radonu byly ostatně přímo zjištěny spektrometry při výpravách Apollo 15 a 16.

Po dlouhé přestávce byl loni obnoven výzkum planet sluneční soustavy vypuštěním nových technicky pokročilejších sond. K Venuši zamířila sonda Magellan, vypuštěná 4. května, jež má dospět na parkovací dráhu kolem Venuše 10. 8. 1990. Sonda bude navedena na protáhlou eliptickou dráhu s minimální vzdáleností 250 km nad povrchem planety a s maximální vzdáleností 8 000 km nad planetou. Poblíž pericentra bude radiolokátor na sondě měřit povrch s vodorovným rozlišením 120 ÷ 300 m a vertikálním rozlišením 50 m. Počítá se, že během jednoho „dne“ Venuše, tj. 1 852 obletů, zmapuje sonda 90 % plochy povrchu planety. Při každém obletu zaznamená reliéf pásu o šířce 25 a délce 16 000 km na povrchu Venuše, což znamená přímo úděsný objem 3.10¹² bytů předávaných dat – asi dvojnásobek všech údajů, které byly na Zemi předány všemi předešlými planetárními sondami dohromady. Zatím nejlepší data o reliéfu vybraných částí povrchu Venuše získaly sovětské sondy Veněra 15 a 16 v r. 1983 a pozemní radiolokátor v Arecibu v červnu 1988, kdy byla Venuše velmi blízko Zemi. Podle A. A. Hinea aj. se podařilo zmapovat území o ploše 7.10⁷ km² s rozlišením 2 km. Z těchto údajů je patrné, že na Venuši existují mohutné štítové sopky a že ostatní povrch je relativně mladý, tedy málo poznamenaný impaktními krátery. Zarážející je nápadný rozdíl v zastoupení vody na Venuši a na Zemi. Kdybychom povrchy obou planet pokryli stejnorodou vrstvou vody, pak by její tloušťka na Venuši dosáhla jen 0,2 m, kdežto na Zemi 3 000 m.

O vlivu impaktů komet na odnos vody z atmosfér planet uvažovali J. C. Walker, M. H. Carr, J. Melosh a A. M. Vickery. Ukázali zejména, že v období těžkého bombardování mohly komety připravit terestrické planety o značné množství vody, která se vypařila při enormním zvýšení teploty po impaktu, dosáhla únikové rychlosti a ztratila se v meziplanetárním prostoru. Nejvíce tak byl postižen Mars, kde popsaný mechanismus funguje už pro impaktní těleso o průměru 3 km. Autoři těchto studií odhadují, že Mars tak přišel o vodu s ekvivalentní tloušťkou vrstvy 0,5 ÷ 1 km, takže dnes mu zbylo něco kolem 0,45 km většinou zmrzlé vody v podpovrchových „kapsách“.

Znovu otevřenou diskusi o interpretaci biologických experimentů na palubě přistávacích modulů sond Viking uzavřeli R. C. Plumb aj. konstatováním, že výsledky lze vysvětlit chemicky, tj. bez předpokladu o mikroorganismech na Marsu, a odtud odvodili zajímavé závěry o chemickém složení minerálů na Marsu. Mars se svým složením ze 60 % podobá terestrickým planetám, zbytek tvoří uhlíkaté chondrity a materiál typický pro vnější planety. To je též v souladu s rozborem složení meteoritu EETA 79001, jak je odvodil I. R. Wright. Loni byly zveřejněny jedinečné snímky Marsu, pořízené během velké opozice v září 1988 J. Lecacheuxem maticí CCD ve spojení s 1m reflektorem na Pic-du-Midi. Expozice o délce pouze 0,05 s dosáhly úhlového rozlišení 0,16″ v době, kdy Mars byl jen 59 milionů kilometrů od Země. Poprvé se tak objektivní snímky Marsu svou kvalitou vyrovnaly nejlepším kresbám povrchu planety, získaným během velkých opozic zkušenými pozorovateli. Přispěla k tomu také mimořádná průzračnost atmosféry Marsu mezi prachovými bouřemi, jež byly zaznamenány v květnu, červnu a listopadu 1988.

D. H. P. Jones aj. určovali přesné polohy Marsových družic Phobosu (což v překladu znamená paniku spíše než tradičně uváděný strach) i Deimosu na snímcích Kapteynovým 1m reflektorem na La Palmě. Dosáhli přesnosti měření ploch na 0,15″ a odtud zjistili, že Phobos se opravdu sekulárně urychluje, jak již dávno tvrdil Sharpless. Blíží se tedy k Marsu po spirálové dráze, takže každý rok jeho střední výška nad planetou klesá o 30 mm. V současné době se nachází ve střední vzdálenosti 9 380 km od planety a rozpadne se slapovým působením zhruba za 38 milionů let ve vzdálenosti 6 550 km od Marsu. Naproti tomu dráha Deimosu je uzavřená, a tedy dlouhodobě stálá. S. J. Ostrovi aj. se podařilo zachytit Phobos radarem, což je přímo neuvěřitelný výkon současné radiotechniky.

Vloni na jaře měla vyvrcholit mise Fobos 1 a 2, na níž se spolu se sovětskými odborníky podílela řada specialistů z celého světa a také z Československa. Jak známo, chybný povel vyslaný 29. srpna 1988 způsobil ztrátu spojení, a tím i orientace sondy Fobos 1 ve vzdálenosti pouhých 17 milionů km od Země. Sondu se pokoušeli nalézt opticky pracovníci ESO v Chile ještě počátkem října 1988, ale přestože mezní magnituda snímků byla 25 mag, žádnou stopu nenašli. Tak se pozornost odborníků i široké veřejnosti soustředila na Fobos 2, jenž se 29. ledna 1989 dostal k Marsu, úspěšně byl naveden na parkovací a posléze přechodnou dráhu a pokračoval ve vysílání až do 27. března, kdy se s ním po dalších manévrech nepodařilo obnovit spojení.

Hlavní výsledky nedokončené mise zveřejnili R. Z. Sagdějev, A. V. Zacharov a mnozí další ve 14 pracích v britském vědeckém týdeníku Nature. Poměrně úspěšně proběhla měření parametrů meziplanetárního prostoru a pozorování Slunce v době rostoucí sluneční činnosti. Podařilo se zaregistrovat obloukovou rázovou vlnu před Marsem a detekovat jeho radiační pásy. Velmi cenná je tepelná mapa Marsu na základě infračervených měření z paluby sondy, která se přiblížila k povrchu až na vzdálenost pouhých 850 km. Při přiblížení sondy k Phobosu koncem února se podařilo získat snímky družice s rozlišením až 75 m a odvodit její střední hustotu 1 950 kg/m³.

Zatímco odborníci analyzují prvotní příčiny malého úspěchu mise Fobos, astronomové doufají, že podstatně lépe dopadne náročná mise Galileo, určená ke studiu Jupiteru ve druhé polovině 90. let. Sonda byla vynesena na startovní dráhu raketoplánem 18. října a odtud se pomocí urychlovacího stupně vydala nejprve na cestu k Venuši, kam doletěla v únoru 1990 a odkud se v prosinci letošního roku opět přiblíží k Zemi. Smyslem tohoto na první pohled prapodivného poletování sluneční soustavou je urychlit sondu metodou „gravitačního praku“, která se tak osvědčila při letu sondy Voyager 2 nebo ISEE-3. V říjnu 1991 prolétne sonda poblíž planetky 951 Gaspra a pak se naposledy přiblíží k Zemi v prosinci 1992, kdy se uskuteční opravdu kritický manévr – sonda se má k povrchu Země přiblížit na pouhých 320 km! Teprve pak dosáhne potřebné rychlosti, aby po průletu kolem planetky 243 Ida konečně dospěla k Jupiteru v prosinci 1995. Úkolem sondy je po dlouhou dobu měřit parametry okolí obří planety i vlastnosti atmosféry a magnetosféry tohoto mimořádného tělesa.

Také Jupiter se na budoucí setkání zřejmě připravuje, jak se prokázalo dramatickým zeslabením jižního rovníkového pásu v atmosféře Jupiteru, oznámené G. M. Hurstem v polovině července 1989. Pás je však dále pozorovatelný ve střední infračervené oblasti spektra. Znamená to prostě, že jeho teplota výrazně poklesla.

Z údajů kosmických sond Pioneer 11 a Voyager 1 a 2 odvodili J. K. Campbell a J. D. Anderson rotační periodu Saturnu na 10 h 39 min 24 s, poloměr planety 60 330 km a hmotnost 5,684.10²⁶ kg. F. Spahn a H. Sponholz zjistili z rozboru údajů ultrafialového spektrometru na Voyageru, že v Saturnových prstencích se pravděpodobně nachází nejméně 6 menších „družiček“ (moonlets) s průměry 7 ÷ 30 km. Světlost prstenců v porovnání s prstenci jiných planet je patrně dána relativně malým stářím Saturnových prstenců kolem 100 milionů let.

J. J. Klavetter soustavně pozoroval změny jasnosti Saturnovy družice Hyperion, o níž J. Wisdom v r. 1984 usoudil, že se na své oběžné dráze chaoticky převaluje bez stálé jednoznačně definované osy rotace. Hyperion má totiž ze všech velkých družic planet nejméně pravidelný tvar, který lze jen přibližně popsat jako trojosý elipsoid s rozměry os 185 × 140 × 113 km. Jeho střední vzdálenost od Saturnu činí 24,6násobek poloměru planety a oběžná doba 21,3 dne (výstřednost dráhy e = 0,10). Během 13 týdnů sledování změn jasnosti nenašel Klavetter žádnou periodu rotace v rozmezí od 1 hodiny do 7 týdnů, což je v souladu s Wisdomovým předpokladem.

V dubnu loňského roku se ukázalo, že počátkem července patrně dojde ke zcela jedinečnému úkazu, totiž k zákrytu hvězdy družicí Titan. Pravděpodobnost takového seřazení je tak vzácná, že obdobné úkazy se vyskytují průměrně jen jednou za tisíciletí. Výpočet se potvrdil v pozdních večerních hodinách světového času dne 3. července, kdy byl po celé Evropě za mimořádně příznivého počasí sledován zákryt jasné hvězdy 28 Sgr Titanem. Podrobná fotometrie zákrytu prokázala nápadné centrální zjasnění s amplitudou až 1 mag, trvající až 10 s. Vysvětlujeme si je existencí atmosféry Titanu, která ohnula paprsky světla zakrývané hvězdy doprostřed „stínu“.

Atmosféra Titanu se skládá téměř výhradně z dusíku, přičemž atmosférický tlak na povrchu družice je nejméně o 50 % vyšší než obdobný tlak při zemském povrchu. Jelikož povrchová teplota na Titanu činí asi 95 K, značí to, že po povrchu se může rozlévat oceán metanu a dalších uhlovodíků. V atmosféře pak prší metan a etan. D. O. Muhleman aj. uskutečnili radiolokační měření Titanu, když jako vysílače použili 70 m antény s výkonem 360 kW a jako přijímače anténního systému VLA. Vysílali na vlnové délce 35 mm a odražené ozvěny přijímali se zpožděním 2,5 h. Proměnlivá intenzita ozvěny je podle autorů dána rotací družice tak, že do zorného pole radaru se střídavě dostával ledový „kontinent“ a okolní uhlovodíkový oceán o hloubce minimálně 1 km. Úspěch těchto měření podnítil autory z Laboratoře tryskového pohonu v Pasadeně k přípravě nových experimentů se silnějším radiolokátorem ještě předtím, než bude k Saturnu vyslána kosmická sonda nové generace (Cassini-Huygens).

Studium přirozených družic vzdálených planet skýtá neustále důkazy o tom, jak málo dosud rozumíme silám, které rozhodující měrou přispěly k utváření současného často neobyčejně různorodého vzhledu povrchu oněch velmi chladných těles. Podrobný výzkum povrchu Uranových měsíců Arielu a Mirandy přiměl nakonec D. Jankowského a Squyrese k názoru, že tvářnost obou družic ovlivňuje zvláštní ledový vulkanismus, kdy je led metanu a čpavku jakoby vytlačován z podpovrchových vrstev a postupně zakrývá impaktní meteoritické krátery. Jinak lze totiž obtížně pochopit, jak je možné, že tato poměrně nevelká tělesa bez patrných zásob vnitřní energie a bez tekutého jádra či pláště mohou mít geologicky tak mladý povrch. U Mirandy s neobyčejně různorodým povrchem se ovšem navíc musí předpokládat, že toto těleso na své dráze kolem mateřské planety bylo snad již vícekrát rozbito srážkou s jinými objekty a pokaždé se znovu „poskládalo“ v jednolitý objekt. Ostatně obdobnou gigantickou srážku předpokládají W. Benz a A. Cameron též pro sám Uran. Podle nich se Uran v rané epoše tvorby planet srazil s objektem o hmotnosti 1/10 Uranu, a následkem toho se jeho rotační osa doslova „položila“ do roviny ekliptiky.

W. McKinnon soudí, že srážkou vznikla i proslulá dvojice Pluto-Charon, neboť soustava vykazuje příliš vysoký moment hybnosti na to, aby se její existence dala vysvětlit nějak jinak. Vloni jsme se dočkali opravdu vzácného úkazu průchodu Pluta přísluním dne 5. září ve vzdálenosti 29,63 AU od Slunce. Nejblíže Zemi byl Pluto již 4. května, ve vzdálenosti 28,68 AU (k Zemi ještě blíže je Pluto letos 7. května). Zevrubný rozbor pozorovacích možností pozemské astronomie prokázal, že dlouholetá hledání průvodce Pluta velkými pozemními teleskopy v padesátých a šedesátých letech našeho století nemělo vyhlídky na úspěch. Charon byl zkrátka objeven teprve potom, když se Pluto k Zemi přiblížil na dostatečnou malou vzdálenost. Tím příznivěji se nyní jeví šťastná shoda okolností, že právě v období kolem přísluní mohou pozorovatelé na Zemi sledovat sérii vzájemných zákrytů Pluta s Charonem, což rozhodujícím způsobem zlepšilo naše vědomosti o celé soustavě.

Nejnovější parametry soustavy, založené na měření celkem 29 zákrytů, uveřejnili D. Tholen a M. Buie. Střední poloměr dráhy Charonu činí 19 640 km při prakticky nulové výstřednosti, ale velkém sklonu 98,8^o a oběžné periodě 6,38724 dne (stejně dlouho trvá Plutu i Charonu jedna otočka kolem rotační osy). Poloměr Pluta nyní vychází na 1 150 km a Charonu na 593 km. Povrch Pluta je velmi světlý (albedo 0,44 ÷ 0,61) v porovnání s povrchem Charonu (albedo 0,38). Střední hustota obou těles převyšuje 2,03krát hustotu vody, což značí, že obě tělesa mají nezvykle výrazná kamenná jádra, tvořící zhruba 3/4 hmotnosti obou těles. Tím se dvojice Pluto-Charon výrazně liší od „ledových“ planet Uranu i Neptunu.

Nelze čekat, že by se právě uvedené parametry vbrzku nějak výrazně zlepšily, neboť zmíněná série zákrytů neodvolatelně končí 12. října letošního roku – a na další budeme čekat do r. 2110! Na vyslání kosmické sondy rovněž není naděje – vždyť v přísluní je Pluto více než 9 AU nad rovinou ekliptiky, což zcela vylučuje dostat se k Plutu prostředky soudobé kosmonautiky. Jak známo, Pluto je následkem velké výstřednosti své dráhy nyní blíže ke Slunci než Neptun – platí to pro celé období od 21. ledna 1979 do 14. března 1999.

Proto jsem si právem mohl nechat na konec přehledu o výzkumu planet těleso, jež se loni dostalo do centra zájmu odborníků i široké veřejnosti – totiž Neptun. V srpnu 1989 kulminovala neobyčejně zdařilá mise Voyageru 2 – kosmické sondy, jež postupně zkoumala Jupiter (9. VII. 1979), Saturn (25. VIII. 1981), Uran (24. I. 1986) a nyní Neptun (25. VIII. 1989). Výkon sondy lze hodnotit opravdu jen v superlativech. Během dvanácti let své kosmické pouti nasbírala jedinečné údaje o vzdálených planetách, jejich atmosférách, přirozených družicích a prstencích. Podobně vysoko je třeba ocenit i prozíravost vědců a techniků z Laboratoře tryskového pohonu v Pasadeně v Kalifornii, kteří před patnácti lety sondu navrhli a zkonstruovali s takovým důmyslem, že nakonec získali podstatně více neobyčejně kvalitních informací, než předpokládali i největší optimisté. Přitom šlo o příležitost hned tak neopakovatelnou – příští „velkou cestu“ světem vnějších planet umožní příznivá konstelace těles až za plných 179 let!

Hlavní pozorovací program u Neptunu byl naplánován na období od června do počátku října 1989 a během té doby bylo získáno více než 10¹² bitů informací. Není divu, že úplné zpracování obsáhlého materiálu si vyžádá delší dobu. V tomto přehledu se omezím jen na popis nejdůležitějších výsledků, nikoliv na jejich interpretaci, neboť ta se bude jistě ještě výrazně měnit a vylepšovat. Patrně nejdůležitějším objevem je zjištění magnetického pole Neptunu, jež má sice očekávaný dipólový charakter, ale osa dipólu neprochází středem planety, nýbrž v minimální vzdálenosti 0,4 poloměru Neptunu. Podobně jako u Uranu je osa dipólu výrazně skloněna k ose rotace – u Neptunu pod úhlem 50^o. Z periodického kolísání intenzity magnetického pole bylo též možné poprvé spolehlivě odvodit rotační periodu samotné planety, jež je kratší než hodnota odvozená z pozorování Neptunovy atmosféry. Činí totiž 16 h 03 min. V atmosféře Neptunu byly zjištěny slabé polární záře, jejichž původ je obdobný jako v atmosféře Země.

Dalším velkým překvapením je aktivita atmosféry Neptunu, srovnatelná spíše s úkazy v atmosféře Jupiteru než s fádní atmosférou Uranu. Nečekalo se totiž, že Neptun má dostatečné vnitřní zdroje energie, neboť energie slunečního záření je v té dálce již zcela nedostatečná pro nějaké výraznější atmosférické pohyby (ozáření Sluncem na Neptunu je přibližně o tři řády menší než u Země). Vskutku, střední teplota atmosféry Neptunu činí přibližně 60 K. Navzdory tomu však snímky sondy prozradily, že v atmosféře proudí vzdušné hmoty rychlostmi až 1 100 km/h a v oblasti kolem jižního pólu dokonce protiběžně. Již koncem května 1989 odhalila sonda existenci velké oválné šedé skvrny v atmosféře planety, která neobyčejně připomíná proslulou velkou rudou skvrnu v atmosféře Jupiteru.

Pomocí sondy se podařilo rozřešit otevřený problém podivných oblouků, jež měly neúplně obkružovat planetu, jak to aspoň vyplývalo z pozemních pozorování zákrytů hvězd Neptunem. Ukázalo se, že většinu takto nepřímo zjištěných oblouků lze vysvětlit jako zhuštěniny v úplných prstencích, které se nacházejí ve vzdálenostech 42 000 ÷ 120 000 km od centra Neptunu. Konečně pak sonda objevila 6 nových družic Neptunu – těles o průměru 50 ÷ 300 km.

Naprosto nečekané údaje se podařilo získat o jediné opravdu velké družici Neptunu, jež je známa téměř tak dlouho jako sama planeta – tedy o Tritonu. Jde o velmi neobvyklý objekt, jedinou velkou družici ve sluneční soustavě, jež má retrográdní dráhu. Poloměr Tritonu je menší, než se soudilo z pozemních měření – pouze 1 360 km. To je známkou vysokého albeda jeho povrchu. Vskutku, na snímcích sondy je povrch Tritonu převážně oslnivě jasný, ale zároveň neobyčejně rozmanitý. Snímky s vysokým rozlišením ukázaly jak impaktní krátery, tak rozměrné ledovcové útvary, chaotický terén a dokonce vulkány! Jelikož povrchová teplota Tritonu činí pouhých 37 K, měl by tam být dusík v kapalném stavu. Nicméně již v malé hloubce pod povrchem je kapalný dusík natolik stlačen, že se prudce odpařuje a vyvěrá na povrch družice v podobě plynných výtrysků, vynášejících do atmosféry i pevné částice. Při hmotnosti Tritonu 1,4.10²³ kg je jeho střední hustota opět poměrně vysoká – 2,1krát vyšší než hustota vody. Tím Triton připomíná dvojici Pluto-Charon a vskutku mnozí autoři hledají scénáře, jež by všechny tři zmíněné objekty uvedly do užší vývojové souvislosti. Bez gigantických srážek kosmických těles se přitom pochopitelně neobejdeme.

Triton je společně s Charonem a Titanem jednou ze tří družic planet sluneční soustavy, který má relativně hustou atmosféru. Podle J. Lunina je studium chemického složení atmosfér družic a planet důležitým vodítkem při vytváření modelů tvorby těchto těles akrecí ze sluneční pramlhoviny. A. Boss se domnívá, že kondenzační teploty pramlhoviny byly překvapivě vysoké, 2 ÷ 1,5 kK (v pásmu planetek). Podle M. Buršy vznikly akrecí ty družice velkých planet, které mají kruhové dráhy s malým sklonem. Z 54 družic planet, známých do konce roku 1988, má nejméně 22 synchronní rotaci, takže jsou slapově ustáleny. Velké sklony vykazují právě Triton a Charon, což svědčí o jejich vzniku zachycením, resp. srážkou. Chaotické převalování Hyperionu, potvrzené J. Klavestterem, je dle A. Nobiliové a J. Burnse jen jedním z četných projevů chaosu ve sluneční soustavě. Tak například planetky vykazují chaotické poruchy drah již během časové stupnice 10⁵ let. Podle J. Wisdoma je dráha Pluta chaotická v intervalu 20 milionů let a J. Laskar nyní zjistil, že vnitřní planety sluneční soustavy vykazují chaos již po 5 milionech let. Je vlastně překvapující, že tyto planety (včetně Země) dosud existují – jsou patrně nepatrným zbytkem početnější populace rozličných těles, která se následkem chaosu navzájem srazila nebo zanikla ve Slunci. Také na samotný vznik planet nebylo nijak mnoho času, neboť sluneční pramlhovina zmizela nejpozději za 10⁷ let po kontrakci Praslunce.

D. Morris a T. O´Neill zjistili ze stability dráhy Neptunu, že vnitřek sluneční soustavy během její existence nenavštívilo žádné těleso s hmotností větší než 0,01 M_☉ a uvnitř dráhy Země nebylo ani těleso s hmotností větší než 0,003 M_☉. Nejvzdálenějším tělesem sluneční soustavy, jež můžeme v současné době sledovat, je kosmická sonda Pioneer 10 vypuštěná r. 1972 a vzdalující se nyní od nás rychlostí 13 km/s. Nachází se v souhvězdí Lva ve vzdálenosti 45 AU (přes 6 světelných hodin) od Země. Podobně daleko, ale v opačném směru, k souhvězdí Vodnáře, se nalézá sonda Pioneer 11. S oběma sondami se dosud udržuje spojení, což dává naději, že tato tělesa překročí hranici heliosféry v dohledné budoucnosti, když ještě budou v činnosti jejich palubní vysílače. Kromě údajů o tzv. heliopauze to skýtá možnost studovat šíření slabých gravitačních vln na základně dlouhé přes 10 miliard km.

Klasifikací planetek na základě barevných indexů ve viditelné a infračervené oblasti spektra se zabývali E. Tedesco aj. Podařilo se jim naprostou většinu z 357 zkoumaných planetek zařadit do některé z 11 „barevně“ definovaných tříd. A. Milani aj. se v rámci projektu Safeguard zabývali numerickou integrací drah 410 planetek, které křižují dráhy planet Venuše až Neptunu. Zjistili, že v intervalu 200 000 let 89 planetek křižuje dráhu Země. Dráhy těchto planetek lze roztřídit do šesti skupin, jejichž prototypy jsou dráhy planetek Geographos, Toro, Alinda, Kozai, Oljato a Eros. Zdrojem meteoritů jsou planetky typu Alinda.

Nejnovější křižující planetku objevili 31. března 1989 H. Holt a N. Thomas na Mt. Palomaru. Objekt 1989 FC nalezli 8 dnů po největším přiblížení k Zemi, jež se stalo novým rekordem – 690 000 km. Předešlý rekord 750 000 km držela planetka Hermes při průletu v r. 1937. Objekt 1989 FC má dráhu (e = 0,36), sklon k ekliptice 5^o, délku hlavní poloosy 1,024 AU a oběžnou periodu 1,04 roku. Kdyby se byl do Země přímo strefil, dopadl by rychlostí 15,6 km/s, čímž by se uvolnila energie zhruba o řád větší, než tomu bylo při pověstném výbuchu sopky Krakatoa. Pokud by těleso dopadlo na pevninu, měl by impaktní kráter průměr kolem 6 km.

Naproti tomu se zdá, že o jednu velkou planetku o průměru kolem 200 km jsme přišli. Když v r. 1977 C. Kowal objevil velmi vzdálenou planetku v prostoru mezi Saturnem a Uranem, sotva tušil, že toto těleso způsobí starosti v klasifikaci objektů meziplanetární hmoty. Planetka dostala posléze označení (2060) Chiron a vědělo se, že se na své eliptické dráze přiblíží ke Slunci na 8,5 AU v r. 1996. To znamená, že teplota planetky postupně vzrůstá, a podle odhadu dosáhla již r. 1988 hodnoty vyšší než 70 K. Právě v té době zjistil D. Tholen, že jasnost Chironu, vzdáleného stále ještě 12 AU, nečekaně vzrostla. Konečně v dubnu 1989 vyfotografovali K. Meechová a M. Belton kolem Chironu asymetrickou komu o průměru plných 5″. Tak se přímo před našima očima planetka Chiron změnila v kometu P/Kowal-Meech-Belton, a to kometu ne ledasjakou. Její hmotnost totiž o plné čtyři řády převyšuje hmotnost proslulé komety Halleyovy – tato jediná kometa má možná větší hmotnost než všechny ostatní komety dosud sledované pozemskými astronomy! Jádro této nestvůrné komety se otáčí kolem své osy dosti rychle s periodou 5,9 h a její současná oběžná doba činí 51 let. Do odsluní ve vzdálenosti 18,9 AU se dostane v r. 2021, ale už dlouho předtím její kometární aktivita opět ustane. Podle S. Sterna se kometa nachází na dnešní dráze nanejvýš 300 milionů let. Sem se dostala z diskovitého vnitřního Oortova mračna.

Dalším takto překlasifikovaným tělesem se stala planetka 1986 TF, objevená Mrkosem a Jensenem, neboť S. Nakano loni zjistil, že to je kometa (1989 i)! Z rozboru dráhy vyplývá, že těleso se v květnu 1984 přiblížilo k Jupiteru na vzdálenost 0,17 AU, a tak se jeho dráha pronikavě změnila. Perihel se přiblížil ke Slunci téměř o 1,4 AU na 3,0 AU a výstřednost se zvětšila o 0,2 na dnešních e =0,295. Kometa prošla přísluním v srpnu 1987, takže byla dodatečně označena jako P/Parker-Hartley (1987 XXXVI).

Loňský rok se stal ostatně rekordní svou úrodou 34 označených komet (předtím to bylo 33 komet v r. 1987). Z nich vzbudila nejvíce pozornosti pokračující série objevů komet srážejících se se Sluncem, uskutečněných umělou družicí SMM. Vloni bylo ohlášeno dalších pět slunečních komet 1988 p (18. 11.), 1988 q (24. 10.), 1989 m (2. 6.), 1989 q (8. 7.) a 1989 x (28. 9.). Poslední kometa (SMM 10) byla z celé série nejjasnější (pod - 4 mag). Tím se úhrnný počet komet, které v letech 1979–1989 spadly na Slunce a byly zaznamenány umělými družicemi, zvýšil na 15. Všechny zmíněné komety se pohybují po dráze proslulé Kreutzovy skupiny komet, která podle H. Kreutze vznikla někdy počátkem 12. stol. n. l. rozpadem jediného velkého tělesa. K této skupině patří celkem 11 velkých komet pozorovaných v uplynulých staletích ze Země. Jejich nominální perihel činí pouze 800 000 km, kdežto afel plných 215 AU.

Nejúspěšnější lovci komet XX. století si loni vylepšili skóre, když Australan W. Bradfield objevil svou 14. kometu (1989 c) a Američanka C. Shoemakerová svou 15. a 16. kometu (1989 e, f). Technicky vzato je Bradfieldova metoda vizuálního pozorování efektivnější, neboť k objevu mu stačí 180 h pozorování, kdežto Shoemakerová, která prohlíží pod mikroskopem přehlídkové snímky ze Schmidtovy komory, potřebuje na objev 300 h za měřicím stolem (zato však může měřit kdykoliv a v teple – pozn. jg).

My u nás jsme si hodně slibovali od periodické komety Brorsen-Metcalf, kterou poprvé objevil Dán T. Brorsen v roce 1847 v Altoně (Brorsen pak více než 10 let pracoval u nás na hvězdárně v Žamberku). Kometu s periodou oběhu téměř 71 let se dlouho nepodařilo nalézt, za což „vděčíme“ negravitačním silám. Nakonec ji teprve 4. 7. 1989 našla E. Helinová na Mt. Palomaru daleko od předpovězené polohy. Kometa se při příletu uspíšila o více než dva týdny proti původní předpovědi a již 13. 9. 1989 prošla přísluním. Dostala předběžné označení 1989 o a v srpnu a září byla na hranici viditelnosti pouhým okem. V letošním roce bude zřejmě překonána kometou Austin (1989 c), objevenou počátkem prosince 1989. Koncem prosince objevil A. Mrkos nezávisle kometu 1989 f, a potvrdil tak své dominantní postavení našeho nejúspěšnějšího lovce komet.

Koncem června 1989 skončila mezinárodní kampaň IHW sledování komety Halley 1982 i = 1986 III. Výsledky budou zveřejněny na 22 kompaktních discích, z nichž 20 bude věnováno širokoúhlým snímkům komety a jejího chvostu a na zbylých dvou budou shromážděny archivní údaje o jasnosti, spektrech, polohách a dalších parametrech komety i doprovodných meteorických rojů. Podle R. Westa měla kometa ještě počátkem r. 1989 vnější komu o průměru 550 000 km ve vzdálenosti 10,1 AU od Slunce. Jevila se jako mlhavý objekt 18,4 mag. S. Wyckoffová aj. zjistili, že poměr nuklidů uhlíku ¹³C/¹²C = 1 : 65 neodpovídá tomuto poměru pro ostatní tělesa sluneční soustavy (1 : 89) a blíží se spíše poměru pro mezihvězdnou látku. Není však zcela jasné, zda to znamená, že Halleyova kometa má interstelární původ. T. McGlynn a R. Chapman upozornili, že za posledních 150 let jsme měli pozorovat alespoň 6 komet interstelárního původu, zatímco ve skutečnosti nebyla pozorována ani jediná.

Prostorovým rozložením drah komet ve sluneční soustavě se v přehledovém článku zabýval A. Delsemme. Ukázal, že rezervoár komet je o tři řády rozměrnější než vlastní planetární soustava. Již v r. 1955 prokázal G. Kuiper, že vnitřní část rezervoáru je zploštělá, a dnes se soudí, že se dále dělí na nejvnitřnější (Edgeworthův-Kuiperův) pás, prostírající se 50 ÷ 500 AU od Slunce. Kolem se pak nachází vnitřní Oortův disk, analogicky prachovým diskům kolem blízkých hvězd, objeveným infračervenými měřeními družice IRAS. Ten je vlastně nejdůležitějším zdrojem komet jak pro vnitřní oblast sluneční soustavy, tak pro vnější Oortovo sférické halo, sahající až do vzdálenosti 2 světelných let od Slunce. Halo je rušeno jak slapovými silami od centra Galaxie a obřích molekulových mračen, tak poruchami procházejících blízkých hvězd a hnědých trpaslíků. Prostorová hustota hnědých trpaslíků v okolí Slunce pak vychází asi 60krát vyšší než hustota hvězd.

Souběžně s výzkumem komet probíhalo též studium jejich produktů, tedy meteorických rojů a meteoritů. Většina meteorických rojů má podle D. Hughese a N. McBridea hmotnosti téměř srovnatelné s mateřskými kometami (10¹² ÷ 10¹⁴ kg). Podle B. McIntoshe a J. Jonese jsou Orionidy tak staré jako Halleyova kometa na nynější dráze, tj. asi 23 000 let, kdežto η-Akvaridy se přidaly později. Dráha Země probíhá vlastně mimo oba proudy, v minimální vzdálenosti 0,07 AU od Akvarid a 0,16 AU od Orionid. D. Olsson-Steel našel celkem 9 planetek, jež jsou rovněž zdroji meteorických rojů, což je v souladu s měřeními D. Brownleeho aj., kteří ve stratosférickém prachu našli 45 % částeček s chemickým složením jako u komet a 37 % částeček s planetkovým složením. Nepřímo lze zastoupení obou složek meziplanetární hmoty zkoumat ze statistik impaktních kráterů na tělesech sluneční soustavy, jak ukázal R. G. Strom. Krátery lze pozorovat na Merkuru, Měsíci i Marsu a na družicích Marsu, Jupiteru, Saturnu, Uranu a nejnověji Neptunu.

Odtud lze ukázat, že v době mezi -4,0 a -3,5 miliardou let probíhalo ve sluneční soustavě těžké bombardování povrchů většími objekty. Pak se intenzita bombardování snížila o plné tři řády a na této nižší úrovni se udržela do současnosti. V celém nynějším období převládají srážky s relativně malými tělesy různého původu. V každé oblasti sluneční soustavy nacházíme jiné hlavní zdroje impaktů, tj. buď komety, nebo planetky, anebo tělesa vzniklá druhotnými srážkami na oběžných drahách kolem planet. Na Zemi je podle M. Eliáše jistých 90 a podezřelých 700 impaktních kráterů, z nichž nejstarší pocházejí z období před 2 miliardami let. Průměrná eroze činí 10 mm za 1 000 let, tj. kráter o hloubce 1 km zmizí za 100 milionů let.

M. Stangl uvádí, že tektity pocházejí z impaktů v obdobích -0,7 až -34 milionů let. Naše moldavity jsou staré 14,5 milionů let a podle M. Papagiannise a F. El-Base by mohly souviset s obřím kráterem Praha, jenž vlastně představuje celou českou kotlinu. Relativně nedávná historie dopadů meteoritů na Zemi je doslova zakleta ve vzorcích z Antarktidy, jichž bylo za posledních 10 let nasbíráno již na 8 000 kusů o celkové hmotnosti 1 tuny. Sběr ve „zbytku světa“ poskytl za 200 let jen 843 kusů. Podle W. Cassidyho se stáří antarktických meteoritů pohybuje od 1,0.10⁵ do 9,5.10⁵ let. J. Delaney zde popsal další, celkově již šestý meteorit z Měsíce. Jde o brekcii z měsíční kůry o hmotnosti 3 g.

2. Hvězdy a mezihvězdná látka

Také v loňském roce pokračovaly usilovné snahy směřující k odhalení předpokládaných těles na rozhraní mezi planetami a hvězdami – hnědých trpaslíků. Modely základních parametrů objektů s hmotnostmi 0,03 ÷ 0,08 M_☉ uveřejnili A. W. Burrows aj. Zjistili, že hnědí trpaslíci mají mít povrchové teploty nižší než 3 kK a zářivé výkony v rozmezí 10^-6 ÷ 10^-2 L_☉, přičemž výkon prudce roste v rozmezí hmotností 0,06 ÷ 0,08 M_☉. Pokud by se potvrdila nedávná hypotéza studené jaderné fúze (přímá syntéza helia a deuteria), byli by hnědí trpaslíci snadno pozorovatelní, takže relativní neúspěch pozorování je důležitým argumentem proti studené fúzi, v souladu s výsledky nových laboratorních pokusů.

Negativní výsledky přehlídek potenciálních hnědých trpaslíků zveřejnili loni G. Marcy a K. Benitz, jakož i T. Henry a D. McMarthy. Celkem prozkoumali na 100 hvězd ve slunečním okolí bez toho, aby nalezli jediného kandidáta na hnědého trpaslíka. Naproti tomu W. Forrest aj. objevili pomocí mozaikové kamery pro blízkou infračervenou oblast celkem 9 případů těles o hmotnosti 5 ÷ 15násobku hmoty Jupiteru v komplexu Taurus-Auriga ve vzdálenosti 450 světelných let. Z toho usuzují, že komplex obsahuje na milion hnědých trpaslíků. Podobně J. Stauffer aj. nalezli v Plejádách větší počet objektů s pravděpodobnou hmotností 0,07 M_☉, starých patrně jen 70 milionů let. Z dalších kandidátů vypadá nejnadějněji objekt HD 114762B, rozpoznaný spektroskopicky D. Lathamem aj. Z kolísání radiálních rychlostí hlavní složky dvojhvězdy vychází hmotnost průvodce 0,011 M_☉.

Na možnost existence planet v rozsáhlých atmosférách dlouhoperiodických proměnných mirid upozornil C. Struck-Marcell. V řídké atmosféře mirid se mohou planety pohybovat trvale a odpařující se silikáty vyvolají maserové efekty v atmosféře, jež budou mít periodicky proměnnou radiální rychlost ve shodě s pozorováním.

Mnoho prací bylo loni věnováno problému vzniku a vývoje hvězd z mezihvězdných mračen. J. de Araújo a R. Opher se zabývali vznikem hvězd hypotetické III. populace v nejranější fázi vývoje galaxií. Tato populace nemohla obsahovat žádnou příměs prvků těžších, než je vodík a helium, takže podle zmíněných autorů se skládala pouze z velmi hmotných hvězd nad 50 M_☉. Jejich mocný hvězdný vítr rozptýlil zbylý materiál mračen dříve, než z něj vznikly méně hmotné hvězdy. Jelikož život takto masivních hvězd byl velmi krátký, nezůstaly dnes v Galaxii žádné zbytky III. populace. Málo masivní hvězdy s hmotnostmi pod 2 M_☉ vznikají podle všeho podstatně pomaleji, ale zato vytrvale. Proto nakonec v současné Galaxii převažují. Zatím nevíme spolehlivě, kde se nachází maximum tzv. funkce hmotnosti – někteří autoři ji kladou k hodnotě 0,2 M_☉, ale může ležet ještě níž, neboť údaje pro velmi malé hmotnosti nepříznivě ovlivňují výběrové efekty.

Vznik planetárních soustav je dle A. Bosse organickým doplňkem procesu tvorby hvězd. R. Durisen se pokusil celý průběh modelovat na superpočítači Cray X-MP/48 a zjistil, že chuchvalec mračna se nejprve zploští na jakýsi lívanec, který rychle rotuje kolem vlastní osy. Během rotace se od lívance odvinou dvě protilehlá spirální ramena, z nichž se posléze vytvoří samostatný prstenec, a z něho vznikají planety. Mezitím se jádro lívance téměř rozdvojí a znovu spojí, a odtud nakonec vznikne vlastní prahvězda.

Zvláštní otázkou reálnosti krátkých vzplanutí jinak normálních hvězd nastolil znovu B. Schaefer. Z různých zpráv vyplývá, že taková vzplanutí trvají 1 ÷ 1 000 s a dosahují amplitud přes 7 mag. Postižené hvězdy nevykazují žádné abnormality, takže fyzikální příčina takových vzplanutí o energii nad 10³³ J není vůbec jasná. Není však jisté, že jde o reálné úkazy, neboť z povahy věci vyplývá, že nezávislé potvrzení vzplanutí je mimořádně obtížné, a dosud se nikomu nepodařilo.

Zákrytovou dvojhvězdu s nejhlubším primárním minimem objevil v r. 1988 R. Haefner. Dvojhvězda PG 1550 + 131 se skládá z horkého bílého trpaslíka povrchové teploty 18 kK a červeného trpaslíka o teplotě 3 kK. Světelná křivka mimo zákryt má sinusový tvar a během kratičkého zákrytu v trvání pouhých 7 minut dosahuje pokles jasnosti nejméně 4,8 mag. Oběžná perioda této oddělené dvojhvězdy činí pouze 187 min. Přivrácená polokoule červeného trpaslíka je horkým bílým trpaslíkem ohřátá na 6 kK – tím lze vysvětlit sinusový tvar světelné křivky.

M. Reisenberger a E. Guinan se zabývali těsnou dvojhvězdou DI Her, která vykazuje apsidální pohyb rychlostí 1,0^o/r, ač podle teorie relativity by mělo roční stáčení činit 4,3^o. Rozpor lze podle autorů vysvětlit nečekaným předpokladem, že rotační osy obou složek svírají s oběžnou rovinou ostrý úhel menší než 35^o. Pak je totiž apsidální pohyb předvídaný relativitou podstatně nižší.

T. Zwitter a M. Calvani se zabývali proslulým systémem SS 433 a odvodili hmotnost primární složky 23 M_☉ a sekundární kompaktní složky 10 M_☉. Odtud usuzují, že sekundár je vlastně černou dírou obklopenou akrečním diskem. Na něj proudí z primární složky hmota tempa 10^-6 M_☉/r. Tolik materiálu se nemůže přímo usadit na stabilní oběžné dráze kolem černé díry, takže nastává jev zvaný superkritická akrece, vedoucí k výronu plynů ve dvou protiběžných výtryscích.

Rychlost akrece je podle M. Shary určujícím parametrem také v těsných dvojhvězdách se složkou – bílým trpaslíkem, které čas od času vybuchují jako novy. Podmínkou pro překotnou termonukleární reakci ve slupce kolem bílého trpaslíka je, aby akrece vodíku do slupky nepřesáhla hodnotu 10^-9M_☉/r, což je o řád méně, než kolik pozorujeme u postnov (nov několik let až desetiletí po výbuchu). Autor se domnívá, že tempo přenosu hmoty u postnov je abnormálně vysoké vlivem ozáření průvodce (hvězdy hlavní posloupnosti) samotnou novou. Teprve za sto let poklesne ozařování průvodce, a tím se rychlost přenosu hmoty na bílého trpaslíka sníží nejméně o dva řády. Nastává dlouhé období přezimování novy, během nějž se přiměřeně zvolna buduje na bílém trpaslíku nová slupka, vedoucí k další explozi novy řádově během 10⁵ let. Celý cyklus se pro danou novu může opakovat minimálně 100krát a maximálně až 10 000 krát. Hmotnosti bílých trpaslíků v soustavách nov činí podle M. Livia v průměru 1,0 ÷ 1,3 M_☉, což je výrazně nad průměrem hmotností osamělých bílých trpaslíků (0,6 M_☉), a zatím není jasné, zda jde o výběrový efekt nebo další nutnou podmínku pro vznik novy. Prakticky to znamená, že v době výbuchu mají novy po delší dobu stálou bolometrickou svítivost kolem (2 ÷ 5).10⁴ M_☉, a proto se dobře hodí jako standardní svíčky při určování vzdáleností hvězdných soustav (galaxií), v nichž se nacházejí. Když se hmotnost bílých trpaslíků ještě více přiblíží k Chandrasekharově mezi (1,4 M_☉), začíná se rekurence explozí zkracovat na intervaly desítek let i méně (například U Sco nebo T Pyx). Jednotlivé exploze nedokáží odvrhnout celou vodíkovou slupku bílého trpaslíka, takže jeho hmotnost dále roste, což pak nejpozději za 10⁵ let vede k explozi supernovy typu I, při níž je celý bílý trpaslík zničen v gigantické explozi.

Dosud nejvzdálenější supernovu 1988 U objevil H. NØrgaard-Nielson v kupě galaxií AC 118 v srpnu 1988. Byla pozorována jen něco přes týden, pak její jasnost klesla pod mez dohlednosti 1,05m dánského teleskopu ESO. Patřila k typu I a nalézá se ve vzdálenosti bezmála 5 miliard světelných let od Země (z = 0,31). Do seznamu historických supernov v naší galaxii definitivně přibyla hvězda 0 mag z r. 1181, pozorovaná v Orientu a vzdálená od Země nejméně 8 500 světelných let. Patřila k typu II a její pozůstatek sledujeme na rádiových vlnách jako objekt 3C 58.

R. Fessen aj. nalezli po usilovném dvacetiletém hledání pozůstatek po explozi supernovy S And (1885) jako tmavý „bod“ v čáře Fe II 386 nm. Průměr „bodu“ činí 0,3″, což ve vzdálenosti galaxie M31 představuje průměr 1 světelný rok. Z pozorování přímo plyne, že šlo o supernovu typu I a že rychlost expanze obálky činí kolem 5 000 km/s. S. van den Bergh určil okamžik vzplanutí supernovy Cas A na letopočet 1658 ±3 roky. Týž autor ve spolupráci s proslulým lovcem supernov R. Evansem odhadli na základě 75 000 pozorování 855 galaxií v letech 1980–1988 četnosti výskytu supernov typu I na 0,55/100 let/galaxii a typu II na 1,04 v týchž jednotkách. Evans zprvu pozoroval binokulárním teleskopem o průměru 0,25 m při mezní hvězdné velikosti 14,5 mag. Nyní má k dispozici 0,4m teleskop s mezní hvězdnou velikostí 15,4 mag a úhrnem tak našel již 24 supernov! V porovnání s automatickou přehlídkou supernov v Berkeley, kdy fotografie galaxií porovnává počítač, je zatím Evans výrazně úspěšnější.

R. Barbon aj. uveřejnili katalog 661 supernov pozorovaných od r. 1885 do konce roku 1988, z nichž pro 267 je známa klasifikace. Nejvíce supernov (26) bylo nalezeno v letech 1983 a 1988. Nejvíce údajů je dnes přirozeně k dispozici o supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. V říjnu 1988 našli A. Crotts aj. již třetí prstencovou světelnou ozvěnu kolem supernovy, jež vzniká rozptylem světla na prachu prostírajícím se ve vrstvě asi 20 světelných let za supernovou. K. Nomoto aj. zjistili, ve shodě s teorií, v rozpínajících se obalech supernovy silný přebytek dusíku. Tito autoři odhadují počáteční hmotnost supernovy na 23 M_☉ a původní zastoupení „kovů“ 4krát nižší než u Slunce. Hmotnost železného jádra vychází na 1,40 M_☉ a intervaly termonukleárního spalování prvků vycházejí takto: C – 450 let, Ne – 0,25 roku, O – 1,1 roku a Si – 0,02 roku (1 týden).

Podle J. Lattimera a A. Burrowse dospěla rázová vlna k povrchu hvězdy za pouhé 2 hodiny po gravitačním kolapsu. Maximální teplota v nitru supernovy dosáhla 4,8.10¹¹ K, což vedlo k produkci neutrin o maximální energii až 40 MeV. Kdyby byla tato supernova vzplanula v centru naší Galaxie, zaznamenaly by podzemní detektory asi 500 neutrin, což by bylo zahltilo aparaturu, schopnou zaregistrovat nanejvýš 80 neutrin. Od té doby bylo japonské i americké zařízení upraveno tak, že je s to zaznamenat spršku až 1 000 neutrin. Podle V. Trimbleové byl poloměr neutrinosféry v okamžiku kolapsu asi 27 km a odtud bylo během 10 s vysláno 10⁵⁸ neutrin o úhrnné energii 3.10⁴⁶ J (u Slunce odnášejí neutrina jen 3 % celkové zářivé energie). Tento proud neutrin by rázem zabil vše živé kolem supernovy až do vzdálenosti 40 AU. Autorka dále zjišťuje, že pokud by po maximu byla supernova „živena“ pouze energií vlastní exploze, její bolometrická jasnost by klesala neobyčejně rychle. Ve skutečnosti je pokles jasnosti mnohem povlovnější, což způsobují především radionuklidy ⁵⁶Co a ⁵⁷Cp s poločasy rozpadu 77 a 272 dnů. Inflexe světelné křivky nastala 15. října 1988, což svědčí o přítomnosti dalšího zdroje záření, nejspíše rychle rotujícího pulzaru, jehož kuželové svazky nesměřují k Zemi, a proto pulzar přímo nepozorujeme.

J. Middleditch aj. ohlásili sice počátkem r. 1989 výskyt rychlých pravidelných optických pulzací s frekvencí 1 969 Hz (to odpovídá periodě rotace neutronové hvězdy pouhých 0,51 ms), ale ani oni sami, ani jiné výzkumné skupiny nedokázali tento jev opakovaně pozorovat. Zdá se, že šlo o průnik frekvence z elektroniky použité videokamery, a tak se naštěstí nemusí fyzika neutronových hvězd a astrofyzika explozí supernov přepracovávat. Supernova je nyní slabší (15 mag), než byl původní modrý veleobr před explozí (12 mag), což umožňuje zkoumat fotometrické parametry blízkých hvězd č. 2 a 3, které tak bylo možné přiřadit rovněž k raným hvězdám třdy B.

M. Karovska aj. objevili koncem r. 1988 ve vzdálenosti 0,85″ od obrazu supernovy skvrnu o 2,6 mag slabší než supernova, která tehdy byla asi 12 mag. Poloha a vzdálenost skvrny dobře souhlasí s tzv. tajemnou skvrnou pozorovanou některými astronomy již v dubnu 1987. Povaha objektu je opravdu tajemná. Snad jde o zhustek látky vyvržený velkou rychlostí při původní explozi. Titíž autoři si rovněž povšimli, že poloha supernovy se liší o 0,15″ od polohy původního modrého veleobra, což vysvětlují tím, že šlo o výbuch složky dvojhvězdy.

Supernovy ve dvojhvězdách jsou vděčným objektem pro pozorování po explozi, kdy tak vznikne soustava s kompaktní neutronovou hvězdou. Takové systémy se nápadně projevují v pásmu rentgenového záření následkem přenosu hmoty na kompaktní složky, při němž je plyn urychlován na vysoké rychlosti vlivem mocné gravitace neutronové hvězdy. P. Caraveová aj. tak objevili rentgenový pulzar 1E 1024,0-5732 s nejkratší známou impulzní periodou 60 ms. Vysoké obrátky neutronové hvězdy zde zřejmě vznikají roztáčením kompaktní složky přenosem hmoty z hmotné hvězdy třídy 05.

V červnu 1989 opakovaně vybuchla proměnná hvězda V404 Cyg, totožná s rentgenovým zdrojem GS 2023+338 (předchozí optický výbuch se odehrál v r. 1938), když se v krátké chvíli zjasnila o 6 mag. Podle příbuznosti s objekty Cyg X-1 (V1357 Cyg) a SS 433 (V1343 Aql) usuzují někteří autoři, že kompaktní složkou systému je černá díra. V rádiovém pásmu vzplanul v červnu 1989 opakovaně proslulý rentgenový zdroj Cyg X-3 (V1521 Cyg), jenž je v mnoha směrech v Galaxii unikátní. Při vzdálenosti přes 30 tisíc světelných let je totiž zdrojem vysoce energetických fotonů záření gama o energiích TeV až PeV, jež se objevují ve sprškách právě během rádiových vzplanutí. Podle názoru D. Kazanase však nejsou tyto spršky dosud jednoznačně ověřeny kvůli malé statistice. Pokud by šlo o reálné úkazy, bylo by k jejich vysvětlení nejspíše nutno zavést nové částice či dokonce novou fyziku.

Další otevřenou záhadu hvězdné astrofyziky představují zábleskové zdroje záření gama v pásmu 20 ÷ 20 000 keV. Dosud je jich známo na 400 (za 17 let od objevu prvního vzplanutí), z toho u více než 100 případů jsou známy přibližné polohy. Pro pochopení jejich fyzikální povahy by bylo nejvýše cenné, kdyby se daly ztotožnit buď s trvalými, nebo alespoň příležitostnými zdroji záření o nižší energii. Tak se například D. Hartmannovi aj. podařilo ukázat, že vzplanutí GRB 790325b je patrně totožné s přechodným optickým objektem, který opakovaně vzplanul nejméně pětkrát v letech 1946–1970. C. Motch aj. se pokusili nalézt na odpovídajícím místě trvalý objekt, a vskutku nalezli hvězdu 22,9 mag ve vzdálenosti 9,6″ od přechodného optického zdroje, která vyniká ultrafialovým přebytkem ve spektru, a mohla by tedy být horkou neutronovou hvězdou. Pravděpodobné optické protějšky byly též nalezeny pro objekty GRB 781007 a 791101. Pokud se tyto identifikace potvrdí, plyne odtud, že poměr spektrální zářivosti gama/optické činí během vzplanutí 10⁴ : 1.

Nejnovější domněnku o povaze zábleskových zdrojů záření gama předložil B. Paczyński, který usuzuje, že by mohlo jít o osamělé silně magnetické bílé trpaslíky, vzdálené od nás méně než 50 světelných let, na něž čas od času dopadají komety. Uvolněná energie pádu se projeví jako vzplanutí gama.

Během loňského roku se podařilo objevit řadu milisekundových pulzarů v kulových hvězdokupách. Koncem roku tak jejich celkový počet vzrostl na 14, z toho 11 je členy dvojhvězdy. Tím se potvrzuje jednak, že nutnou podmínkou vzniku milisekundového pulzaru je existence neutronové hvězdy v těsné dvojhvězdě a jednak že rychlá rotace neutronové hvězdy je vyvolána přetokem hmoty z průvodce. Pokud průvodce milisekundového pulzaru chybí, je to způsobeno jeho vypařením mechanismem „černá vdova“, tak jak byl odhalen u binárního milisekundového pulzaru 1957+20. Velkou četnost milisekundových pulzarů v kulových hvězdokupách si vysvětlujeme větší pravděpodobností dodatečného zachycení průvodce v hustém jádře kulové hvězdokupy.

M. Bailes aj. potvrdili, že pulzar 0833-45 v souhvězdí Plachet nemůže souviset s pozůstatkem supernovy Vela X, jelikož vlastní pohyb 0,049″/r nestačí k ztotožnění pulzaru a geometrického centra mlhoviny-pozůstatku za dobu, která uplynula od exploze supernovy (maximálně 8 000 let). P. Hamilton aj. studovali sekulární prodlužování periody pulzaru (0,089 s) a objevili tak přímo během měření v pořadí již 8. skok v periodě za uplynulých 20 let. Stalo se tak 24. prosince 1988, když se během méně než 2 minut perioda zkrátila o 0,016 ms (1,8.10^-6 vlastní periody). Menší skok 6,7.10^-8 vlastní periody pozorovali A. Lyne a R. Pritchard u pulzaru 0531+21 v Krabí mlhovině koncem srpna r. 1989.A. Lyne a J. McKenna nalezli binární pulzar 1820-11, vzdálený od nás 36 tisíc světelných let s rotační periodou 0,28 s a orbitální periodou 358 dnů. Systém vyniká velkou výstředností oběžné dráhy (e = 0,795), čili je téměř na hranici stability.

J. Taylor a J. Weisberg studovali relativistické efekty u klasického prototypu binárních pulzarů – soustavy 1913+16, na základě pozorování z let 1974–1988. Také tento binární pulzar má silně excentrickou dráhu (e = 0,62) a poměrně krátkou oběžnou dobu 7,75 h při rotační periodě 0,059 s. Neutronová hvězda systému má hmotnost (1,422 ±0,003) M_☉, což je nejpřesnější známá hvězdná hmotnost vůbec; v tomto případě nápadně blízká Chandrasekharově mezi (horní hranice hmotnosti bílého trpaslíka). Průvodce je nejspíše rovněž neutronovou hvězdou s hmotností 1,386 M_☉. V soustavě bylo ověřeno 5 Keplerových a 5 relativistických parametrů dráhy s přesností 1 %, plně v souladu s obecnou teorií relativity. Zejména sekulární zkracování orbitální periody je ve výborné shodě s představou o ztrátě energie systému gravitačním zářením. Současně odtud plyne, že gravitační konstanta nezávisí na čase s relativní přesností alespoň (1,2 ±1,3).10^-11/r.

F. Melia a G. Bignami se zabývali důsledky nedávné identifikace podivného zdroje záření gama 2CG 195+04, známého jako Gemiga. Zdroj se podařilo ztotožnit s rentgenovým objektem 0630+178 a hvězdou 26,5 mag. To znamená, že poměry zářivého výkonu v oborech gama, rentgenovém a optickém činí 10⁶ : 10³ : 1 a že zdroj sám je osamělou neutronovou hvězdou vzdálenou od nás méně než 300 světelných let.

B. Turner uvádí v přehledovém článku, že do r. 1988 bylo v mezihvězdném prostoru nalezeno celkem 82 molekul, převážně organických, jež obsahují maximálně 13 atomů v molekule. Nyní však H. Kroto uvádí, že v exotických podmínkách mezihvězdného prostoru se může vyskytovat mimořádně stabilní molekula uhlíku C₆₀, jejíž struktura připomíná tzv. geodetické kopule, tvořené pravidelnými pěti- a šestiúhelníky, a na jejímž základě by se dala rozvíjet úplně nová chemie.

3. Galaxie a kvasary

Nové údaje o stavbě naší Galaxie zveřejnili R. Racine a W. Harris. Slunce je od centra Galaxie vzdáleno 24 500 světelných let a nalézá se 23 světelných let pod galaktickou rovinou. Tloušťka galaktického disku činí pouhé 2 000 světelných let, kdežto centrální výduť je tlustá 15 000 světelných let. Průměr galaktického disku dosahuje 80 000 světelných let. Přibližně za 5 miliard let se naše Mléčná dráha srazí s galaxií M31, což povede k překotné tvorbě hvězd a přeměně obou spirál na obří eliptickou galaxii. Podle C. Laceye aj. vznikají v současné době v Mléčné dráze za rok hvězdy o úhrnné hmotnosti 3 M_☉. Při překotné tvorbě hvězd během srážek vzrůstá toto tempo 10 až 30krát. J. Barnes simuloval taková setkání galaxií na superpočítači Cyber 205. Podařilo se mu sledovat vývoj hnízda šesti galaxií v intervalu 2,5 miliardy let. Ukázal, že za tu dobu všechny složky hnízda navzájem splynou a že vzhled slévajících se galaxií výrazně ovlivní slapové síly. L. Valtaoja aj. zjistili, že při splývání se v jádře vytvářejí těsné páry černých veleděr o hmotnosti řádu 10⁹ M_☉, obíhajících kolem společného těžiště. Tím lze dobře vysvětlit celou řadu jevů kolem rádiových galaxií, zejména usměrněné výtrysky relativistických částic v jejich okolí.

V oblasti galaktických pólů lze nyní pomocí obřích teleskopů a čidel CCD zachytit objekty až 27 mag. Ukazuje se, že poblíž této meze pozorujeme převážně mladé modré galaxie, jejichž obrazy se navzájem částečně překrývají. Plošná hustota galaxií do 27 mag se blíží 150 galaxiím na čtvereční obloukovou minutu! Na těchto mezních snímcích představují hvězdy z naší Galaxie pouze několik procent celkového počtu objektů. Odhaduje se, že červené posuvy těchto modrých galaxií se pohybují v rozmezí hodnot z = 2 ÷ 4 a že jejich stáří není větší než 300 milionů let.

Loni uplynulo právě deset let od objevu první gravitační čočky 0957+561AB a úhrnný počet objektů, které patří do této kategorie, již dosáhl čtvrt stovky. Zásluhu na tom mají zejména první systematické programy hledání efektů gravitační čočky J. Surdejem aj. a D. Cramptonem aj. Jelikož efekt se projevuje nejen rozštěpením, ale rovněž zesílením obrazu vzdáleného zdroje, hledají se jasné kvasary s velkým červeným posuvem, a tak čoček utěšeně přibývá. Do téže kategorie je třeba rovněž zařadit poměrně nedávno objevené obří svítící oblouky v některých kupách galaxií. Tyto oblouky byly nalezeny v kupách galaxií Cl 2244-02, A 370, A 963, A 2218, Cl 0500-24.

Některé případy gravitačních čoček či spíše Einsteinových prstýnků byly rozpoznány také v pásmu decimetrových rádiových vln, jako např. zdroje MG 1654+1346 a MG 1131+0456. Hmotnosti mezilehlých galaxií –gravitátorů vycházejí vesměs vysoké, řádu 10¹² ÷ 10¹³ M_☉, což se považuje za nepřímý důkaz existence skryté hmoty v galaxiích nebo kupách galaxií. Podle D. Narasimha a S. Chitreho byly ze 12 zkoumaných čoček zářící gravitátory nalezeny jen ve třech případech, což nepřímo naznačuje možnost, že i sama skrytá hmota může tvořit koncentrace, sloužící jako gravitátory. Z původně exotického úkazu se nyní stal významný nástroj astrofyziků jak při ověřování obecné teorie relativity, tak i při výzkumu vůbec nejvzdálenějších objektů vesmíru. K tomu navíc dostáváme pozoruhodné údaje o množství a rozložení skryté hmoty v galaxiích.

A. Hewitt a G. Burbidge vydali nový katalog kvasarů, obsahující 4 300 objektů se známým červeným posuvem z podle stavu do června 1988. P. Barthel usuzuje, že rádiově hlučné kvasary jsou případy aktivních jader galaxií, kde jeden z výtrysků (rádiový lalok) míří přímo k nám. Jestliže jsou výtrysky namířeny šikmo vůči zornému paprsku, pozorujeme rádiově tichý kvasar. Při pohledu „zboku“ pozorujeme radiogalaxii. V současné době známe již 10 kvasarů s červeným posuvem z > 4. Nejvzdálenější z nich, kvasar PC 1158+4635, objevili loni D. Schneider aj. Jeho červený posuv činí z = 4,73. První objevený kvasar 3C 273 studovali T. a L. Courvoisierovi v průběhu tří měsíců v r. 1988. Zjistili velkou optickou aktivitu objektu s pěti maximy, oddělenými v průměru dvěma týdny klidu. Rozkmit jasnosti dosáhl až 30 %; změny jasnosti dosahovaly až 10⁷ L_☉/s po dobu plných 24 hodin, což zní téměř neuvěřitelně.

4. Kosmologie a fyzika

V posledních letech se zřetelně prohlubuje nesoulad mezi teorií a pozorováním v kosmologii. Nejasný zůstává problém velkorozměrové struktury, neboť na všech dosud zkoumaných škálách se objevují nehomogenity a dokonce i anizotropie (v podobě tzv. velkého poutače s hmotností údajně až 10¹⁶ M_☉, vzdáleného od nás zhruba 1 miliardu světelných let). Podobně komplikovaný je též problém skryté hmoty, jenž se rozpadá na řadu dílčích otázek: kolik je skryté hmoty v disku Galaxie, kolik jí je ve sférickém halu, kolik v kupách galaxií a kolik rovnoměrně v intergalaktickém prostoru? Vzniká dojem, že na skryté hmotě se podílí řada baryonových i nebaryonových složek, ale zatím jde spíše o kvalifikované hádání než opravdový výzkum.

Velmi konzistentní údaje o teplotě a izotropii reliktního záření získala řada výzkumných skupin. Tak D. Meyer aj. obdrželi střední teplotu reliktního záření 2,83 K, resp. 2,80 K v pásmu milimetrových vln. P. Crane aj. uvádějí údaje v rozmezí 2,78 ÷ 2,83 K a konečně A. Lange obdržel 2,77 K. C. Hogan a R. Partridge zjistili relativní izotropii záření na úhlové stupnici 5,3 ÷ 18″ s přesností lepší než (1,6 ÷ 6,3).10^-4.

L. Abbott, B. Schwarzschild i další autoři upozornili na pozorování, podle nichž tzv. kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích je velmi blízká nule, ač kvantově-mechanická teorie fluktuací vakua naznačuje, že by tato hodnota měla být prostě obrovská, řádu 10¹²⁰! Tento příkrý rozpor lze odstranit rozličnými, neméně bizarními předpoklady, například podle S. Colemana existencí spojek (červích děr) s druhými (dětskými) vesmíry. Pak by se totiž v rovnicích objevil ještě jeden člen, velmi přesně vyrovnávající vliv „vakuové“ kosmologické konstanty. Tyto úvahy mají značný přídech „ztřeštěnosti“, ale pro kosmologii by měly praktickou výhodu: jestliže se potvrdí tzv. vysoká hodnota Hubbleovy konstanty (H₀ ≈ 70), vychází formálně příliš nízké stáří vesmíru, v rozporu s odchylnými metodami určení jeho stáří. „Povolená“ nenulová kosmologická konstanta by umožnila Hubbleovo stáří vesmíru zdvojnásobit, a tím by bylo po mnoha desetiletích tápání alespoň něco v kosmologii v pořádku. M. Rowan-Robinson udává toto střední stáří vesmíru hodnotou (13,5 ±3,5) miliardy let.

Těsné sepětí kosmologie s částicovou fyzikou lze doložit zájmem kosmologů o poznání vlastností částic, jež jsou nejblíže ničemu ze všeho, co známe, totiž neutrin. K. Chan aj. uvádějí na základě studia neutrin ze supernovy 1987A jako nejpravděpodobnější klidovou hmotnost elektronových neutrin hodnotu (3,6 ±0,3) eV/c² s věrohodností plných 97 %. To téměř s jistotou vylučuje, aby elektronová neutrina hrála v kosmologii důležitou roli, například při výkladu podstaty skryté hmoty vesmíru. V této souvislosti nejpozoruhodnější výsledky získali fyzikové u urychlovačů SLAC v Kalifornii a LEP v CERNu. Rozborem rozptylu energií intermediálních bosonů Z^o shodně odvodili, že počet tří „rodin“ neutrin je již konečný, tedy velmi pravděpodobně platí totéž i pro elektricky nabité leptony. Analogicky by tedy měla příroda vystačit se třemi rodinami kvarků, a vyhlídky symetrických teorií interakcí tím značně vzrůstají.

Proti termínů „klidová hmotnost“ protestoval v sérii článků význačný sovětský fyzik L. Okuň. Ukázal, že slavnou Einsteinovu rovnici bychom měli psát E₀ = m.c², kde E₀ je klidová energie částice a m je prostě hmotnost. Ta je totožná s klasickou Newtonovou hmotností a nezávisí na rychlosti pohybu částice! Odtud ihned plyne, že m je invariant a výsledná energie částice se skládá z klidové energie E₀ a kinetické energie (fotony tedy mají pouze nenulovou kinetickou energii, kdežto jejich E₀ = 0). Setrvačná hmotnost fotonu se pak vypočte ze vztahu E/c², kdežto jeho tíhová hmotnost je závislá na směru pohybu; například foton padající k Zemi má tíhovou hmotnost E/c², kdežto týž foton letící nad Zemí horizontálně má tíhovou hmotnost 2E/c².

Podobně A. Silverman upozornil, jak se nesprávně aplikuje speciální teorie relativity v kosmologii. Zejména se dogmaticky předpokládá, že rychlost světla c je mezní i pro rozpínání vesmíru. V rámci obecné teorie relativity je ve skutečnosti nesnadné definovat pojmy vzdálenost, rychlost i čas pro rozsáhlejší prostoročasové „území“. Pro nejčastěji užívaný kosmologický model, zvaný Einsteinův-de Sitterův vesmír (v něm je decelerační parametr q = +1/2), je součet kinetické a potenciální energie vesmíru roven přesně nule, zatímco Hubbleovo stáří vesmíru t = 2/(3H). V tomto modelu je poloměr horizontu událostí roven výrazu c/H. Galaxie na horizontu se od pozorovatele vzdalují rychlostí 2c a sám horizont se od pozorovatele vzdaluje rychlostí 3c! Oblasti prostoru vesmíru za horizontem se od pozorovatele vzdalují tedy libovolně vysokou nadsvětelnou rychlostí, aniž by to porušovalo závěry teorie relativity (nelze totiž dostat žádné aktuální informace o těchto oblastech prostoru).

Pro vzdálenosti galaxií před horizontem je třeba rozlišovat emisní vzdálenost r_e (vzdálenost objektu v době vyslání signálu) a recepční vzdálenost r_o (vzdálenost objektu v době přijetí signálu). Ukazuje se, že pro zmíněný model existuje maximální emisní vzdálenost objektů pro z = 1,175 (odpovídá pro H₀ = 50 vzdálenosti 5,8 miliard světelných let). V témže modelu se například kvasar se z = 3,5 v době vyslání signálu vzdaloval od pozorovatele rychlostí 2,2c atd. Tyto vztahy byly odborníkům známy dávno, ale sběhem okolností jaksi nepronikly do populárně-vědecké literatury, pročež odkazuji na příslušnou studii v časopise American J. Phys. 54 (1986), 1091, kde je problém podrobně osvětlen.

Na další „paradox v paradoxu“ upozornil S. Boughn při posuzování okolností vzniku proslulého paradoxu dvojčat v obecné relativitě. Autor ukázal, že k rozdílnému stárnutí dvojčat dojde i tehdy, kdy obě dvojčata odstartují ve shodných raketách shodným směrem a shodnou rychlostí – pokud se poloha startu ve směru letu na počátku liší o nenulovou vzdálenost! Rychleji bude stárnout to dvojče, které letí „vpředu“, uvažováno ve směru letu. Při takovém pokusu se totiž původní synchronizace hodin v souřadných soustavách spjatých s oběma dvojčaty poruší, jakmile se pokusíme hodiny z jedné soustavy přenést do druhé. Přestože pokus je lokálně symetrický, globálně je asymetrický, a tak vskutku obě dvojčata budou i v tomto případě stárnout rozdílnou rychlostí, závislou na jejich vzájemném postavení vůči směru letu.

Jak to ovlivní případné mezihvězdné lety s lidskou posádkou, těžko říci, ale pro program SETI (hledání mimozemských civilizací) se zajímavým stimulem stala exploze supernovy 1987A. R. Michaels se domnívá, že vyspělé civilizace ohrožené takovým výbuchem začnou ihned vysílat varovné či záchranné signály, anebo prostě využijí této mimořádně vzácné události k zahájení vlastního vysílání. Proto N. Douglas navrhuje, abychom vlastní naslouchání signálům soustředili na okolí supernovy a sami začali ihned vysílat vlastní signály v protilehlém směru, tj. ke hvězdě ω Draconis. D. Soderblom uveřejnil seznam 63 hvězd, které se podobají Slunci hmotností, chemickým složením i stářím a jsou od nás vzdáleny méně než 80 světelných let. Mezi nimi bychom měli přednostně hledat kandidáty na mateřská tělesa pro cizí civilizace.

5. Přístroje, observatoře, astronomové

E. Borra aj. experimentovali s rotujícím rtuťovým zrcadlem o průměru 1,2 m a světelnosti 1 : 4,6. Během 300 h nočních pozorování s tímto „zenitteleskopem“ dosáhli kvality obrazu 2″. R. Angel odlil v rotující sklářské peci kvalitní zrcadlo o průměru 3,5 m a chystá se na 6,5m zrcadlo pro teleskop MMT v Arizoně. Neobyčejně úspěšně zahájil činnost 3,5m teleskop téže observatoře. Na Havajské sopce Mauna Kea byla dokončena kopule Keckova 10m teleskopu a pokryta vulkanickým popelem, aby nevznikala tepelná nerovnováha při pozorování. I tento teleskop pro spektrální pásmo od 300 nm do 30 μm bude vybaven systémem aktivní optiky. Povrch segmentového zrcadla o hmotnosti 15 t bude přesný na 5 nm.

Řada firem uvedla na trh infračervené mozaikové detektory pro pásmo 1 ÷ 2,5 μm, složené z matic 64 × 64 až 256 × 256 pixelů. Výhledově se toto pásmo rozšíří až do střední infračervené oblasti 30 μm. F. Merkle aj. užili u 1,5m reflektoru observatoře v Haute Provence v jižní Francii systému adaptivní optiky v pásmu 3,5 ÷ 5 μm. Podařilo se jim tak zlepšit kvalitu obrazu hvězdy Deneb z 1,0″ na 0,37″, což znamená efektivní zdvojnásobení průměru optiky. Adaptivní optika reaguje bleskurychle (za 1 ms) na změny tvaru vlnové fronty optického záření v zemské atmosféře, kdežto aktivní optika upravuje pouze geometrické deformace zrcadla teleskopu na časové stupnici 1 s – 1 min.

Neobyčejně úspěšný obří radioteleskop v Arecibu o průměru paraboloidu 305 m bude znovu technicky zdokonalen, čímž se jeho citlivost zvýší o řád a radiolokační výkon na plný 1 MW. Zhroucený 92m radioteleskop v Green Banku bude rovněž nahrazen podstatně výkonnějším strojem o průměru 100 m na plně pohyblivé montáži. Zhroucený stroj byl v provozu od r. 1962 jako obří pasážník a při jeho 25. výročí se pod anténou shromáždily stovky astronomů, kteří netušili, že nad nimi visel doslova Damoklův meč. O necelých 14 měsíců později došlo ke zhroucení ocelové konstrukce radioteleskopu, způsobenému únavovým lomem nevelké centrální ocelové spojovací desky. Byl to až do kolapsu nejúspěšnější radioteleskop na světě, pokud jde o počet sledovaných rádiových zdrojů – registroval jich více než všechny ostatní radioteleskopy světa dohromady. Pracoval na přehlídkách oblohy celkem 179 000 pozorovacích hodin, což představuje plných 80 % celkové možné doby. Dalších 17 % času zabrala údržba a jen 3 % byla ztracena pro technické závady. V době kolapsu právě končila přehlídka 100 tisíc rádiových zdrojů v pásmu 60 mm. Náhrada v ceně 75 milionů dolarů bude dokončena v roce 1995.

Na oběžnou dráhu kolem Země byla v srpnu vynesena astrometrická družice HIPPARCOS, ale místo plánované geostacionární dráhy se dostala na dráhu výrazně eliptickou s přízemím ve výši pouze 526 km nad Zemí. Tím se komplikuje telemetrie a vzniká riziko, že program nebude zcela uskutečněn v plánovaném rozsahu a přesnosti. Vědci a technici, kteří se podíleli na programu, ideově započatém v Praze v r. 1967, podávají nyní nadlidské výkony, aby zachránili vědecké poslání přístroje, jehož cena dosáhla 360 milionů dolarů.

Zato se v průběhu roku podařilo úspěšně vypustit kosmické sondy Galileo (k Jupiteru) a Magellan (k Venuši) a zejména pak družici COBE pro výzkum reliktního záření. Všechny přístroje na těchto kosmických aparátech pracují zatím dobře a dávají slibné výsledky. Zpracování údajů ze sond představuje nemalý technický oříšek kvůli nesmírnému objemu informací, které postupně přinesou. Úhrn údajů z kosmických sond vypuštěných mezi lety 1965 a 1988 totiž představuje 6 TB, kdežto od samotného Magellanu má přijít 4 TB. Přitom například sondy Pioneer 10 a 11 stále vysílají, ačkoliv už dospěly do vzdálenosti 45 AU od Slunce a patrně dosáhly hranici heliosféry. Sondy společně vytvářejí přístroj pro případnou detekci gravitačních vln na základně dlouhé 10 miliard km.

Počátkem října byl Hubbleův kosmický teleskop (HST) přepraven letecky z Kalifornie na Floridu a postupně připraven k plánovanému startu v druhé polovině dubna 1990. Kvůli pointaci teleskopu byl sestaven jedinečný katalog bezmála 19 milionů objektů, úplný do 16 mag. Plných 70 milionů dolarů stálo programové vybavení teleskopu, obsahující 1 milion instrukcí. Očekává se, že za rok bude možné teleskopu použít během 1 100 hodin: zbytek doby spotřebuje nastavování teleskopu a vyhýbání se zakázaným oblastem v okolí Slunce, Měsíce a Země. Na Zemi se přitom předá 4 TB údajů. Na návrzích pozorovacího programu se podílí 1 500 odborníků ze 400 institucí ve 30 zemích světa. Pro r. 1994 se plánuje vybavení teleskopu přístroji II. generace zejména pro blízké infračervené pásmo 1 ÷ 2,5 μm.

V roce 1995 se má začít s montáží velké kosmické stanice „Svoboda“, jež by měla být v částečném provozu od r. 1997. Pro astronomy to znamená, že na obloze budou pozorovat těleso -5 mag, které bude přelétat oblohu nad stanovištěm pozorovatele, až 7 min. Mezitím v r. 1996 má odstartovat kosmická sonda Cassini-Huygens, určená k výzkumu Saturnu a jeho družice Titanu, kam dospěje v říjnu 2002. Tato sonda bude o pětinu dražší než HST!

Souběžně s kosmickou astronomií se rozvíjí též astronomie dosud exotická. E. Amaldi aj. zveřejnili vloni výsledky simultánních sledování gravitačního záření na čtyřech stanicích v Evropě a USA. Během čtyř měsíců souvislých měření se nepodařilo nalézt žádný signál, ale nic není ztraceno. Připravují se totiž měření s ještě citlivějšími aparaturami. Mezitím začala zkušební měření slunečních neutrin na galliových detektorech v Itálii a SSSR.

Vloni byly dokončeny přehlídkové fotografické atlasy jižní oblohy ESO a SERC (J). A. Batten aj. publikovali již 8. katalog spektroskopických dvojhvězd, v němž jsou uvedeny elementy 1 469 soustav, z toho 1/2 současně patří do katalogu jasných hvězd (BS). Jde vlastně o výsledek stoletého úsilí astronomů, neboť v r. 1889 objevil W. Pickering první spektroskopickou dvojhvězdu – Mizara. V Berkeley v USA bylo založeno Centrum pro částicovou astrofyziku, jež se má zabývat problémy kosmologických strun, kosmologické inflace a skryté hmoty ve vesmíru. Novým ředitelem NASA se stal R. Truly a u nás ředitelem ASÚ SAV J. Štohl. Observatoř na Kleti dodala za poslední desetiletí 1/10 světového materiálu o planetkách, zejména zásluhou A. Mrkose.

U nás také byla udělena ocenění astronomům při příležitosti jejich životních jubileí. L. Perek obdržel zlatou plaketu ČSAV „Za zásluhy o vědu a lidstvo“, I. Zacharov dostal zlatou a J. Kleczek stříbrnou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“, dále M. Kopecký obdržel vyznamenání „Za zásluhy o výstavbu“ a L. Hric cenu SAV za popularizaci vědy. Zlatá medaile ČSAV byla udělena kanadskému odborníku na výzkum meziplanetární hmoty B. McIntoshovi.

Z významných zahraničních ocenění uveďme Woolfovu cenu S. Hawkingovi a R. Penroseovi (obecná relativita, teorie černých děr), Dirakovu medaili R. Penroseovi, zlatou medaili Britské královské astronomické společnosti K. Poundsovi (rentgenová astronomie) a Herschelovu medaili J. Bellové-Burnellové (pulzary), medaili Bruceové Pacifické astronomické společnosti A. Blaauwovi (struktura Galaxie) a Crafoordovu cenu J. van Allenovi (magnetosféra Země). Konstruktéři družice IUE obdrželi cenu amerického prezidenta za dokonalý technický projekt.

V průběhu roku jsme zaznamenali úmrtí J. Stodólkiewicze (dynamika kulových hvězdokup), P. Ledouxe (modely hvězd), E. Rybky (astrometrie), G. McVittieho (kosmologie), Y. Ohmana (sluneční fyzika), H. Jeffreyse (teorie slapů a precese), P. Ahnerta (efemeridy, ročenka), B. Levina (meziplanetární hmota, kosmologie), A. Solomonoviče (radioastronomie), D. Martynova (dvojhvězdy) a V. Oskanjana (eruptivní hvězdy).

Řada našich astronomů se zúčastnila XI. evropské astronomické konference ERAM v Tenerife na Kanárských ostrovech s hlavním tématem „Nová okna vesmíru“. Podle citační analýzy byly loni nejvíce citovány práce o superstrunách, ozonové díře a kometách Halley a Giacobini-Zinner. Podle H. Abta se počet publikací v astronomii zdvojnásobil za posledních 18,3 roku. V letech 1970–75 bylo nejvíce publikací věnováno výzkumu sluneční soustavy; výzkum hvězd dosáhl publikačního vrcholu v letech 1980–85 a nyní začíná převažovat výzkum galaxií a otázky kosmologie. Podíl amerických astronomů na světové publikační aktivitě klesl z 38 % v r. 1970 na 32 % v r. 1985. V letech 1985–87 vyšla každých 28 hodin někde na světě astronomická kniha.

Publikační exploze však není jediný problém ohrožující duševní rovnováhu profesionálního astronoma. Podle statistik mu hrozí i nemalé riziko smrtelného pracovního úrazu. Mezi nedělnickými profesemi jsou astronomové na 7. místě nejrizikovějších povolání (po zkušebních pilotech, policistech kaskadérech atd.) s rizikem 7,6 úmrtí na sto tisíc pracovníků za rok! Pisatel přesto doufá, že věrným čtenářům, kteří se prokousali touto žní až do konce, nehrozí následkem dlouhotrvající četby žádné, ani neprofesionální riziko: vždyť by tak přišli o příležitost zanedlouho zjistit, že v astronomii je už všechno, o čem jsem se tu zmiňoval, trochu jinak.